باز کردن منو اصلی

تغییرات

۴۳٬۱۹۲ بایت اضافه‌شده ،  ۶ سال پیش
بدون خلاصه ویرایش
[[پرونده:Comet-Hale-Bopp-29-03-1997 hires adj.jpg|215px|بندانگشتی|250px|نمایی از [[دنباله‌دار هیل-باپ]] در [[پازین]]، [[کرواسی]] در سال ۱۹۹۷]]
{{فهرست اجرام منظومه شمسی}}
'''دنباله‌دار''' جسم کوچکی در [[منظومه شمسی]] است که معمولاً از [[غبار]] و [[یخ]] تشکیل شده و با نزدیک شدن به [[خورشید]] ذرات سطحی آن [[تبخیر]] شده و مانند دنباله به نظر می‌رسد.
'''دنباله‌دار''' یک گلولهٔ برفی [[کیهان]]ی است که از [[گاز]]های [[یخ|منجمد]]، [[سنگ]] و [[گرد و غبار]] ساخته‌شده و تقریباً به اندازهٔ یک شهر کوچک است.<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Comets |عنوان= Comets: Overview| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 1 September 2013|کد زبان=en}}</ref> ساختار دنباله‌دار شامل سه بخش هسته، گیسو و دم است. هسته بخش مرکزی آن است و از گرد و غبار و گاز و یخ ساخته شده‌است. وقتی که دنباله‌دار نزدیک خورشید می‌شود، یخ‌های موجود در هستهٔ آن [[تبخیر]] می‌شود و تبدیل به ابر بزرگی پیرامون دنباله‌دار می‌شود که گیسو نام‌دارد. نیروی [[مغناطیس]]ی بسیار قوی است و طناب‌ها، گره‌ها و نوارهایی تولید می‌کند که دم یونی را از دم گرد و غباری جدا می‌کند.
 
سرچشمه و منشأ دنباله‌دارها، [[ابر اورت]] یا [[کمربند کویپر]] است. دنباله‌دارها، غیر دوره‌ای و دوره‌ای هستند که غیر دوره‌ای‌ها [[گرانش]] محدود به [[خورشید]] ندارند و مدار آن‌ها به شکل [[سهمی]] است. دنباله‌دارهای دوره‌ای نیز شامل دنباله‌دارهای بلند مدت (بسیار بیشتر از ۲۰۰ سال) و کوتاه مدت (۲۰ تا ۲۰۰ سال) است. در نام‌گذاری دنباله‌دارها، از نام کاشفان آن‌ها –یک شخص یا [[فضاپیما]]– استفاده می‌شود. [[اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی|اتحادیهٔ بین‌المللی اخترشناسی]] رهنمودی برای نام‌گذاری دنباله‌دارها مشخص کرده‌است.
== نام ==
نام ستاره دنباله دار اشاره ای به دُم بلندي است كه بهمراه آنها ديده مي شود. عنوان «ستاره دنباله‌دار» که بسیار رایج است از نظر علمی دقیق نیست (چون [[ستاره|ستاره‌ها]] دنباله ندارند.) در متن‌های فارسی گاه واژه‌های «گیسودار» و «گیسودراز» و «ذوذنب» (از [[عربی]]، به معنای «دم‌دار») برای دنباله‌دار بکار رفته‌است.
سیاره [[برجیس]] (مشتری) نیز یکی از گیسودارها به شمار می‌آمده و نام آن نیز عربی‌شدهٔ پرگیس فارسی است که احتمالاً پُرگیس (پرمو) معنی می‌داده‌است.
در زبان انگلیسی واژه [[دنباله‌دار]] معادل با ستاره دنباله دار است. این واژه از معادل يوناني آن Kometes ریشه گرفته و معناي آن "موبلند" است.
در ادبیات عرب از واژه کوکب برای اشاره به ستاره های دنباله دار استفاده شده است که به معنی گیاهی است که می روید و بلند می شود.
معادل هیروگلیف ستاره دنباله دار "nhh-star" است که واژه "nhh" در هیروگلیف به معنی موبلند است.
وقتی که دنباله دار به خورشید نزدیک می شود، دُم آن شروع به رشد می کند و با نزدیک شدن به زمین، بلند و بلندتر می شود. مفهوم گیاه در حال بلند شدن یا موی بلند نیز به همین پدیده اشاره می کند.
 
دنباله‌دارها تفاوت‌هایی با دیگر اجرام [[منظومه شمسی|منظومهٔ خورشیدی]] از جمله [[سیارک]]‌ها، [[شهاب‌وار]]ها، [[شهاب]]‌ها و [[شهاب‌سنگ]]‌ها دارند که مهم‌ترین آن‌ها چیزی است که آن‌ها از آن ساخته شده‌اند. برای نمونه، دنباله‌دارها از [[فلز]]ات و [[سنگ|مواد سنگی]] و سیارک‌ها از [[یخ]]، گرد و غبار و مواد سنگی ساخته شده‌اند. دنباله‌دارها انواع قابل‌توجهی مانند [[دنباله‌دار بزرگ]] و [[دنباله‌دار مسیر خورشیدی|مسیر خورشیدی]] دارند. دنباله‌دارهای بزرگ آن‌قدر بزرگ نیستند که با چشم غیرمسلح دیده‌شوند؛ با این حال وقتی به [[خورشید]] نزدیک می‌شوند، سطوح یخی آن‌ها تبخیر می‌شود و مقدار زیادی از گاز و گرد و غبار آن‌ها فرار می‌کند و [[جو (هواشناسی)|جو]] و دم‌های بسیار بزرگی شکل می‌گیرد که دیدنی و قابل‌توجه است. این دنباله‌دارها، دنباله‌دارهای بزرگ نامیده می‌شوند. دنباله‌دار مسیر خورشیدی نیز طبقهٔ ویژه‌ای از دنباله‌دارهاست که به هنگام [[اوج و حضیض|حضیض]] خود، فاصلهٔ بسیار از (حدود ۸۵۰٬۰۰۰ مایل) از خورشید دارند.
برخی از دنباله‌دارها به یادبود کاشف آن نامگذاری می‌شود. مثلاً [[دنباله‌دار اوترما]] (Comet oterma) یا دیگر همکارانش [[دنباله‌دار ایکیا سکی]] (Comet Ikya - Seki) (ایکیا و سکی) که همنام کاشفان خود هستند.
برخی از دنباله‌دارها بر اساس سال کشفشان نامگذاری شده‌اند. مثلاً [[۱۹۷۱آ]] اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی کشف شد و همینطور [[۱۹۷۱ب]] دنباله‌دار کشف شده بعدی در آن سال بود و غیره.
* پس از آنکه [[مدار]] دنباله‌دار محاسبه شود، شماره‌گذاری بر اساس عبور از [[نقطه قرین خورشیدی]] انجام می‌گردد. مثلاً [[دنباله‌دار ۱۹۷۱I]] اولین دنباله‌داری بود که در سال ۱۹۷۱ میلادی از نقطه قرین خورشید گذشت.
== هسته دنباله دارها==
وقتی که دنباله دارها در فواصل دور از خورشيد در حال حركت بر روي مسير خود هستند، هاله و دنباله ندارند بلکه در این وضعیت ستاره دنباله دار تنها يك هسته چند كيلومتري است. هسته كوه پيكر، بخش بنيادين و اصلي دنباله دار است.
همين هسته است كه با نزديك شدن به خورشيد، باعث بوجود آمدن هاله و دنباله مي شود. تمامي آنچه از زيبايي ها و نورانيت دنباله دارها مي بينيم، نتيجه پديده موقتي فروپاشي اين هسته كوچك و سبك در زير باران گرما و تشعشعات خورشيدي است.
در متون تاریخی ثبت شده، اولین بار حضرت [[علی بن ابی‌طالب]] (ع) در مورد هسته ستاره های دنباله دار بحث کرده است. در كتاب مجمع البحرين <ref>مجمع البحرین- الشیخ الطریحی- مطبعة الآداب- النجف الاشرف- المجلد الثانی ص 162</ref>در مورد واژه کوکب از ايشان نقل شده است:
"َ الْكَوْكَبُ‏ كَأَعْظَمِ‏ جَبَلٍ‏ عَلَى الْأَرْض‏"
"ستاره دنباله دار مانند بزرگترين كوه بر روي كره زمين است."
به مدد عكسها و اطلاعات مخابره شده توسط سفینه های تحقیقاتی، مشخص شد که هسته ستاره دنباله دار هالی قطعه ای سخت و جامد، سرد و تاریک و با شکلی کوه مانند و نامتقارن با ابعاد 8 در 8 در 15 كيلومتر است.
 
در [[تاریخ باستان|دوران باستان]]، دنباله‌دارها به عنوان پیامبران خدا در نظر گرفته می‌شدند. در فرهنگ‌های مختلف، آن‌ها عناوینی هم‌چون «''پیشروی حکم مجازات''» و «''تهدید گیتی''» به خود گرفته‌اند. برخی مانند [[کالین هامفریس]]، [[ستاره بیت‌اللحم|ستارهٔ بیت‌اللحم]] را یک دنباله‌دار می‌دانند که در [[انجیل متی]] ذکرشده و راهنمای [[سه مغ]] به زادگاه [[عیسی|عیسی مسیح]] است.
== انواع دنباله‌ها ==
در دنباله‌دارها دو نوع دنباله وجود دارد: دنباله [[غبار]] و دنباله [[گاز یونیزه]](پلاسما).
معتبرترین نظریه ثبت شده در کتب تاریخی <ref>مجمع البحرین- الشیخ الطریحی- مطبعة الآداب- النجف الاشرف- المجلد الثانی ص 162</ref>در مورد دُم دنباله دارها، متعلق به حضرت [[علی بن ابی‌طالب]] (ع) است که می فرمایند: "برای این ستاره ها که در آسمان هستند شهرهایی هست مانند شهرهای روی زمین، که هر شهری مربوط به دو ستون از نور است که طول این ستونها در آسمان معادل با پیمایش مسیری ظرف 250 سال است."
این نظریه شامل دو بخش است که هر دوی آنها به اثبات رسیده است:
• بخش اول که گویای وجود نواحی تجمع ستاره های دنباله دار است و احتمالا به مناطق [[کمربند کویپر]] و [[ابر اورت]] اشاره دارد.
• بخش دوم در مورد ابعاد دُم ستاره دنباله دار که با فرض اینکه سرعت یک [[اسب]] تندرو حدود 48 کیلومتر بر ساعت باشد، می تواند ظرف مدت 250 سال مسیری بیش از یکصد میلیون کیلومتر را بپیماید.
 
== پیشینهٔ مطالعه ==
=== دنبالهٔ غباری ===
[[پرونده:Medieval text.JPG|250px|بندانگشتی|متنی به [[زبان آلمانی]] دربارهٔ اثرات یک دنباله‌دار در سدهٔ هفدهم میلادی]]
در مورد دنباله‌دارهای غباری هم نحوه تشکیل به این صورت است که فشار حاصل از نور خورشید، غبار را از گیسو خارج کرده و آن را به بیرون می‌راند تا یک دنباله را تشکیل دهد.این ذرات مدارهای کپلری را به دور خورشید دنبال می‌کنند و بنابراین با پلاسما هم جهت نمی‌شوند.و دیگر اینکه دنباله غباری از ذراتی به بزرگی ذرات موجود در [[دود]] تشکیل شده است. این نوع دم هنگامی تشکیل می‌شود که [[باد خورشیدی]] مقداری ماده از کُما جدا می‌کند. چون این ذرات بسیار کوچکند با کوچک‌ترین نیرویی جابجا می‌شوند، در نتیجه این دنباله‌ها معمولاً پخش و خمیده‌اند.
در زمان‌های گذشته، دنباله‌دارها به عنوان پیشگویان فاجعه‌ها و پیامبران خدا در نظر گرفته می‌شدند.<ref name="umd">{{یادکرد وب |نویسنده =Noah Goldman |نشانی= http://deepimpact.umd.edu/science/comets-cultures.html|عنوان= Comets in Ancient Cultures| ناشر = [[دانشگاه مریلند در کالج پارک|University of Maryland, College Park]]|تاریخ بازبینی= 2 September 2013|کد زبان=en}}</ref> در سال ۱۰۸۰–۱۰۷۰ میلادی، [[دنباله‌دار هالی]] در [[فرشینه بایو]] (که تاریخچهٔ [[نبرد هیستینگز]] را به تصویر می‌کشد) به تصویر کشیده‌شد. در سال ۱۴۵۰–۱۴۴۹، ستاره‌شناسان نخستین تلاش‌ها برای ثبت مسیر دنباله‌دارها در آسمان شب را انجام‌دادند. در سال ۱۷۰۵، [[ادموند هالی]] تشخیص‌داد که دنباله‌دارهایی که در سال ۱۵۳۱، ۱۶۰۷ و ۱۶۸۲ دیده شده‌است، در واقع یک دنباله‌دار است و پیش‌بینی کرد که دوباره در سال ۱۷۵۸ دیده خواهد شد. از آن پس این دنباله‌دار، دنباله‌دار هالی نام‌گرفت. در سال ۱۹۹۴، در نخستین مشاهدهٔ برخورد [[سیاره]] و دنباله‌دار، دانشمندان از تماشای برخورد دنبالهٔ دار شومیکر-لوی ۹ با [[جو مشتری]] شگفت‌زده شدند. در سال ۲۰۰۴، [[فضاپیمای استارداست]] نمونه‌های گرد و غبار از [[دنباله‌دار وایلد ۲]] جمع‌آوری کرد. در سال ۲۰۰۵، [[برخورد ژرف (مأموریت فضایی)|فضاپیمای برخورد ژرف]] با [[دنباله‌دار تمپل ۱]] برخورد کرد تا درون هستهٔ آن را آشکار کند.<ref name="readmore" />
 
=== دنبالهٔسرچشمه گازیو منشأ ===
[[پرونده:Oort cloud Sedna orbit.svg|250px|بندانگشتی|فاصلهٔ احتمالی ابر اورت از منظومهٔ خورشیدی]]
[[پرونده:17pHolmes 071104 eder vga.jpg|بندانگشتی|دنباله‌دار هولمز در سال ۲۰۰۷. به دنبالهٔ گاز یونیزه در سمت راست دنباله‌دار توجه کنید.]]
تئوری [[ریاضیات|ریاضی]] نشان می‌دهد که ممکن‌است که بسیاری از دنباله‌دارها از مناطق بسیار دور (حدود ۱۰۰٬۰۰۰ [[واحد نجومی]]) در [[منظومه شمسی|منظومهٔ خورشیدی]] سرچشمه بگیرند. هر یک واحد نجومی به اندازهٔ فاصلهٔ میان [[زمین]] و [[خورشید]] و حدود ۱۰۰٬۰۰۰٬۰۰۰ مایل است. فاصلهٔ [[مریخ|سیارهٔ بهرام]] از خورشید ۱/۵، [[مشتری (سیاره)|سیارهٔ برجیس]] از خورشید ۵ و [[پلوتو]] از خورشید ۳۹ واحد نجومی است. بنابراین، دنباله‌دارها از مناطق بسیار دور سرچشمه می‌گیرند. دنباله‌دارها از تمام جهات به سوی منظومهٔ خورشیدی می‌آیند؛ بنابراین جایی که آن‌ها از آن سرچشمه می‌گیرند، باید منطقه‌ای غول‌پیکر در پیرامون منظومهٔ خورشیدی باشند. اما برخی از آن‌ها از منطقه‌ای نزدیک‌تر به نام [[کمربند کویپر]] سرچشمه می‌گیرند.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Randy Russell|نشانی= http://www.windows2universe.org/comets/Oort_cloud.html|عنوان= Where do comets come from?| ناشر =Windows to Universe|تاریخ = 17 March 2004|تاریخ بازبینی= 1 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
دنباله‌های گازی وقتی تشکیل می‌شوند که نور خورشید مقداری از مواد کما را [[یونیده]] می‌کند و سپس باد خورشیدی این مواد یونیده را از کما دور می‌کند.
دنباله‌های یونی معمولاً کشیده‌تر و باریکترند. هر دوی این دنباله‌ها ممکن است تا میلیون‌ها کیلومتر در فضا پراکنده شوند. وقتی که دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود دم و کما از بین می‌روند و فقط مواد سرد و سخت درون هسته باقی می‌مانند. تحقیقات راجع به [[دنباله‌دار هیل-باب]] وجود نوعی دم را نشان داد که شبیه دنباله‌های تشکیل شده از غبار بود، ولی از [[سدیم]] خنثی تشکیل شده بود. (همانطور که گفتیم مواد موجود در هسته نوع کما و دنباله را تعیین می‌کنند).
 
[[پرونده:Outersolarsystem objectpositions labels comp.png|250px|بندانگشتی|راست|پراکندگی [[کمربند کویپر|اجسام کمربند کویپر]] (اجسام سبز رنگ) در منظومهٔ خورشیدی]]
== منشأ دنباله‌دارها ==
در سال ۱۹۴۳، [[ستاره‌شناس]]ی به نام [[کنت اجورس]] گفت که مخزنی برای دنباله‌دارها و اجسام بزرگ‌تر، فراتر از [[سیاره|سیارات]] وجود دارد. در سال ۱۹۵۰، [[ستاره‌شناس]]ی [[هلند]]ی به نام [[یان اورت]] گفت که دنباله‌دارها از جایی بسیار دور در پیرامون منظومهٔ خورشیدی می‌آیند. او نام این منطقه را [[ابر اورت]] گذاشت که اشیاء انبوهی در این ابر غول‌پیکر وجود دارند. ابر اورت فضایی به اندازهٔ ۱۰۰٬۰۰۰–۵٬۰۰۰ واحد نجومی را اشغال می‌کند و در منطقه‌ای از [[فضای بیرونی|فضا]] قرار دارد که تأثیر [[گرانش]] خورشید بر آن ضعیف‌تر از تأثیر گرانش [[ستاره]]‌های مجاور بر آن است. ابر اورت احتمالاً دارای ۱۰۰ [[ ۱۰۰۰۰۰۰۰۰۰ (عدد)|میلیارد]] تا ۲ [[تریلیون]] جسم یخی در مدار خورشیدی است.<ref name="readmore">{{یادکرد وب |نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=KBOs&Display=OverviewLong|عنوان= Kuiper Belt & Oort Cloud: Read More| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 1 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
دنباله‌دارها در [[کمربند کویپر]] و [[ابر اورت]] بطور بارز یافت می‌شوند. دنباله‌دارهای کوتاه مدت معمولاً از کمربند کویپر می‌آیند که فراتر از مدار [[نپتون]] قرار گرفته است. اولین جرم متعلق به کمربند کوییپر در سال ۱۹۲۲ کشف شد. این اجسام معمولاً کوچک هستند و اندازه آنها از ۱۰ تا ۱۰۰ کیلومتر تغییر می‌کند. طبق رصدهای هابل حدود ۲۰۰ میلیون دنباله‌دار در این ناحیه وجود دارد که گمان می‌رود از ابتدای تشکیل منظومه شمسی بدون تغییر مانده‌اند.
 
در سال ۱۹۵۱، ستاره‌شناسی به نام [[جرارد کویپر]] نظریه‌ای ارائه‌داد که یک کمربند دیسک مانند در حوزهٔ پلوتو وجود دارد که در آن [[جسم فرانپتونی|اجرام یخی فرانپتونی]] و اجتماعی از دنباله‌دارها وجود دارد. گاهی‌اوقات این اجرام یخی توسط گرانش به مداری پیرامون خورشید هل داده می‌شوند و تبدیل به دنباله‌دارهای با [[تناوب مداری]] کوتاه می‌شوند.<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Comets&Display=OverviewLong|عنوان= Comets: Read More| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 1 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
دنباله‌دارهای با تناوب طولانی مدت از ناحیه‌ای کروی متشکل از اجرام یخ زده به نام ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. این اجرام در دورترین قسمت منظومه شمسی قرار دارند و از آمونیاک منجمد، [[متان]]، [[سیانوژن]]، [[یخ]] [[آب]] و [[صخره]] تشکیل شده‌اند. معمولاً یک [[اختلال گرانشی]] باعث راه یافتن آنها به داخل منظومه شمسی می‌شود.
 
اگرچه شمار کمی از دنباله‌دارها از کمربند کویپر می‌آیند، اما بسیاری از آن‌ها از ابر اورت سرچشمه می‌گیرند. وقتی که ستارگان در حال گذر در فضا هستند، به برخی از اشیاء ابر اورت که خارج از مدارهای خود هستند، برخورد می‌کنند و دنباله‌دارها ساخته می‌شوند. بیشتر دنباله‌دارهای با تناوب مداری کوتاه از کمربند کویپر و با تناوب مداری بلند از ابر اورت سرچشمه می‌گیرند؛ هر چند که چند مورد استثنا برای این قاعده وجود دارد. برای نمونه، [[دنباله‌دار هالی]] تناوب مداری کوتاهی دارد و از ابر اورت سرچشمه گرفته‌است.<ref name="oortcloud">{{یادکرد وب |نویسنده = Abby Cessna|نشانی= http://www.universetoday.com/32522/oort-cloud/|عنوان= Oort Cloud| ناشر = [[یونیورز تودی|Universe Today]]|تاریخ = 15 June 2009|تاریخ بازبینی= 1 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
== مشخصات ظاهری ==
یک دنباله‌دار در مراحل اولیهٔ ظهور خود به تکه‌ای ابر نورانی شبیه است، ولی هر چه در مسیر خود به خورشید نزدیکتر می‌شود، روشنایی آن نیز زیادتر می‌شود. دنباله اکثر آنها به حدی شفاف است که می‌توان نور ستارگان را از میان آن دید.
 
== بررسی اجمالی ==
=== رأس دنباله‌دار ===
زمانی که یک دنباله‌دار پیدا می‌شود، در نخستین مرحله مانند نقطه‌ای کوچک از نور به چشم ما می‌آید، هرچند ممکن است که قطر واقعی آن هزاران کیلومتر باشد. این نقطه نور را راس یا هسته ستاره دنباله‌دار می‌گویند، که به نظر دانشمندان گروه بزرگی از اجسام خرد و سفت است که با گازهایی ترکیب یافته است.
در برخی از موارد گیسو شامل بخشی کوچک و ستاره‌وار است که به آن هسته می‌گویند.هسته‌ی اکثر ستاره‌های دنباله‌دار کوچک است.برای مثال در مورد دانباله‌دار هالی این هسته در حدود ۱۰ کیلومتر است.
 
=== ویژگی‌ها ===
=== دم ستاره دنباله‌دار ===
[[پرونده:Lspn comet halley.jpg|250px|بندانگشتی|[[دنباله‌دار هالی]] استثنایی است و بر خلاف این که دورهٔ مداری کوتاهی دارد، از ابر اورت سرچشمه گرفته‌است.<ref name="oortcloud" />]]
همچنان که ستاره دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود، معمولاً دمی به دنبال آن کشیده می‌شود. این دم از گازهای بسیار رقیق و ذرات خردی درست شده است که از درون هسته ستاره دنباله‌دار تحت تأثیر خورشید بیرون می‌جهند. دمهای ستارگان دنباله‌دار از نظر شکل و اندازه گوناگون هستند، برخی کوتاه و ریشه مانند و برخی کشیده و باریک. معمولاً طول آنها به نه میلیون کیلومتر می‌رسد و گاهی هم البته ممکن است به ۱۶۰ میلیون کیلومتر برسد. بعضی از ستارگان دنباله‌دار هم اصلاً دم ندارند.
دنباله‌دارها، غیر دوره‌ای و دوره‌ای هستند. دنباله‌دارهای غیر دوره‌ای که از ابر اورت می‌آیند، گرانش محدود به خورشید ندارند و مدار آن‌ها به شکل [[سهمی]] است و تنها یک بار خورشید را می‌بینند و هرگز دوباره باز نمی‌گردند.<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://www.astro.uu.se/~bjorn/eng_comet.html|عنوان= COMETS - RELICS FROM THE BIRTH OF THE SOLAR SYSTEM| ناشر = [[دانشگاه اوپسالا|Uppsala University]]|تاریخ بازبینی= 5 September 2013|کد زبان=en}}</ref> دنباله‌دارهای دوره‌ای نیز شامل دنباله‌دارهای بلند مدت (بسیار بیشتر از ۲۰۰ سال) و کوتاه مدت است که به ترتیب از ابر اورت و کمربند کویپر سرچشمه می‌گیرند.<ref name="feature" />
وقتی تمامی دنباله‌دارها در بخش داخلی [[منظومه‌ی شمسی]] هستند یک هاله‌ی بزرگ از گاز [[هیدروژن]] آن‌ها را احاطه می‌کند که میتواند میلیون های کیلومتر وسعت داشته باشد.این هاله فقط در ناحیه فرابنفش قابل تشخیص است.
 
ویژگی‌ها و رفتار دنباله‌دارهایی که از ابر اورت می‌آیند با دنباله‌دارهایی که از کمربند کویپر می‌آیند، متفاوت است. به طور کلی، دو تفاوت میان این دنباله‌دارها وجود دارد: نخست این که ویژگی‌های [[دینامیک]]ی آن‌ها متفاوت است. دوم این که دنباله‌دارهایی که از ابر اورت سرچشمه می‌گیرند، دارای دوره‌های بلند و دنباله‌دارهایی که از کمربند کویپر سرچشمه می‌گیرند، دارای دوره‌های کوتاه (۲۰ تا ۲۰۰ سال) هستند و ویژگی‌های مداری آن‌ها نیز متفاوت است. دو خانوادهٔ بزرگ از دنباله‌دارهای کوتاه مدت وجود دارد: نخست خانوادهٔ برجیس با دورهٔ کمتر از ۲۰ سال و دوم خانوادهٔ هالی با دورهٔ ۲۰ تا ۲۰۰ سال.<ref name="feature">{{یادکرد وب|نشانی= http://spaceguard.iasf-roma.inaf.it/NScience/neo/neo-what/com-prop.htm|عنوان= Long and short period comets| ناشر = [[مؤسسه ملی اخترفیزیک|Istituto Nazionale di Astrofisica]]|تاریخ بازبینی= 4 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
=== گیسوی ستاره دنباله‌دار ===
گرداگرد هسته، یک چیز دیگر هم هست به نام گیسو. گیسو ماده‌ای ابر مانند و تابنده است که گاهی قطرش به ۲۴۰۰۰۰ کیلومتر و بیشتر می‌رسد.
 
تفاوت‌های دینامیکی این دو گروه ناشی از تأثیر اجسام دیگر است. اجسام ابر اورت توسط رویدادهایی که فراتر از منظومهٔ خورشیدی رخ می‌دهد، آشفته می‌شوند. اما دنباله‌دارهای کمربند کویپر به طور مستقیم توسط هیچ ستاره‌ای به جز خورشید نمی‌توانند آشفته‌شوند. اگر خورشید توسط ستارهٔ دیگری (یا یک ابر بزرگ مولکولی) بگذرد، دنباله‌دارها در مداری [[بیضی]]‌شکل و به سمت منظومهٔ خورشیدی به گردش درمی‌آیند. اما سیارهٔ [[نپتون]] که بسیار نزدیک به کمربند کویپر است، نقش مهمی در ثبات مدار اجسام کمربند و یا برعکس هل‌دادن اجسام به دورتر از مدار پیشین خود دارند.<ref name="feature" />
=== ماده ستاره دنباله‌دار ===
احتمالاً دنباله‌دارها از گاز و سنگریزه تشکیل یافته‌اند که همه این مواد بصورت گلوله یخی درآمده‌اند. با نزدیک شدن آن به خورشید دما بالا می‌رود و گاز و غبار بصورت دنباله جریان می‌یابند و سرانجام با دور شدن از خورشید سر دنباله‌دار دوباره یخ می‌زند.
 
[[ترکیب شیمیایی|ترکیبات شیمیایی]] دنباله‌دارهای بلند مدت و کوتاه مدت مشابه است، اگرچه ترکیبات سازندهٔ دنباله‌دارهای بلند مدت تمایل بیشتری به فرار دارند. دلیل این تفاوت می‌تواند سرچشمه‌گیری از ابر اورت یا کمربند کویپر باشد. در واقع در طول شکل‌گیری منظومهٔ خورشیدی، اجسام کوچک در بخش‌های درونی دیسک و در نزدیکی سیارات غول‌پیکر ساخته‌شدند. سپس این اجسام توسط نیروهای گرانشی از منظومهٔ خورشیدی خارج‌شدند و آن اجسامی که به طور کامل فرار کردند، ابر اورت را تشکیل دادند. آن دسته از اجسامی که نتوانستند فرار کنند و هیچ تعامل گرانشی با سیارات نداشتند، به عنوان اجسام کمربند کویپر باقی‌ماندند.<ref name="feature" />
== حرکت ظاهری دنباله‌دار ==
وقتی ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، نخست دمش پیشاپیش می‌رود و سپس سر آن. علت این امر آن است که فشار نور خورشید اجزای کوچکی از هسته ستاره را بیرون می‌راند و این خود باعث تشکیل دم در پیشاپیش راس آن می‌شود. در نتیجه هنگامی که ستاره دنباله‌دار از خورشید دور می‌شود، دم آن می‌بایست جلوجلو برود و در اثنای دور شدن از خورشید ستاره دنباله‌دار کم کم از سرعت خود می‌کاهد و از انظار ناپدید می‌شود. ستارگان دنباله‌دار ممکن است سالها از برابر چشم ما مخفی بمانند، ولی بیشتر آنها بالاخره به چشم ما خواهند آمد. آنها به گرد خورشید پیوسته در حرکت هستند، ولی برای یک دور گردش به دور خورشید ممکن است زمان زیادی در راه باشند.
 
=== نام‌گذاری ===
== مدار دنباله‌دار ==
[[پرونده:Jupiter showing SL9 impact sites.jpg|250px|بندانگشتی|لکه‌های قهوه‌ای بر روی [[مشتری (سیاره)|سیارهٔ برجیس]]، مکان برخورد دنباله‌دار شومیکر-لوی ۹ به [[جو مشتری|جو برجیس]] است.]]
* بیشتر دنباله‌دار در مدار بسته‌ای در حال حرکتند، یعنی بر روی مداری حرکت می‌کنند که ابتدا و انتهایش بر هم منطبق می‌باشد. این دنباله‌دارها (مانند ستاره دنباله‌دار هالی) بعد از یک پریود به نزدیکی زمین آمده و دوباره مشاهده شده‌اند.
نام‌گذاری دنباله‌دارها پیچیده است و نام آن‌ها از روی کاشفشان –یک شخص یا [[فضاپیما]]– برگرفته می‌شود. برای نمونه، [[دنباله‌دار شومیکر-لوی ۹]] نهمین دنباله‌داری بود که توسط [[یوجین مرل شومیکر|یوجین مرل]] و [[کارولین شومیکر]] و [[دیوید لوی]] کشف شده‌است. این رهنمود توسط [[اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی|اتحادیهٔ بین‌المللی اخترشناسی]] تنها در سدهٔ گذشته ایجاد شده‌است. از آن‌جا که فضاپیماها در نقطه‌بینی دنباله‌دارها بسیار مؤثر است، دنباله‌دارها در نام‌های خود نام فضاپیماهایی هم‌چون [[تلسکوپ هلیوسفری و خورشیدی|سوهو]] و [[کاوشگر نقشه‌بردار فروسرخ میدان وسیع|وایز]] را دارند.<ref name="readmore" />
* مدارهای دنباله‌دارهای دیگر سهمی یا هذلولی است و به احتمال زیاد اینها فقط یکبار در نزدیکی زمین ظاهر و روئیت گردیده و دور می‌زنند و سپس می‌روند و دیگر به نزدیکی زمین برنمی‌گردند.
* به علت تأثیرات گرانشی، دنباله‌دارها در حضیض سریعتر حرکت می‌کنند تا در اوج. دنباله‌دارها از مدت چرخششان یه دور خورشید طبقه بندی می‌شوند: دنباله‌دارها با مدت تناوب کوتاه و متوسط (مانند هالی با دوره تناوب ۷۶ سال) بیشتر در بین خورشید و پلوتون به سر می‌برند
 
اتحادیهٔ بین‌المللی اخترشناسی روشی را برای نام‌گذاری دنباله‌دارها برگزیده‌است. این نام‌گذاری چهار مرحله دارد:
== تغییر مدار دنباله‌دار ==
دنباله‌دارهای جدید از دورترین بخش‌های منظومه شمسی می‌آیند و بیشترشان فقط در مدت چند ماه خورشید را دور می‌زنند و سپس برمی‌گردند و گردش خود را در ورای پلوتو به انجام می‌رسانند. گردش آنها در مدارهایی بسیار پهن است و چندین هزار سال طول می‌کشد. برخلاف سیاره‌ها، دنباله‌دارها می‌توانند مدارخود را با مدارهای کاملاً جدید عوض کنند. آنها اجسامی با ثبات نیستند و هر گاه به سیاره‌ای بزرگ مانند مشتری بسیار نزدیک شوند، کشش گرانشی آن، مدار دنباله را عوض می‌کند. این حادثه برای دنباله‌دار هالی اتفاق افتاده و از این رو تکرار بازگشت آن بیشتر شده است.
 
۱. ابتدا باید یکی از پیشوندهای زیر را برای اشاره به نوع دنباله‌دارها مشخص‌کرد. این پیشوندها عبارتند از:
== مرگ دنباله‌دار ==
* '''پیشوند پی (P):''' پیشوند دنباله‌دارهای دوره‌ای است.
با نزدیک شدن دنباله‌دار به خورشید دنباله‌اش بزرگ‌تر می‌شود. دنباله همواره در جهت مخالف خورشید قرار می‌گیرد. فشار نور و حمله بادهای خورشیدی دنباله را به طرف مقابل می‌راند. هر موقع که دنباله از کنار خورشید می‌گذرد، از ماده‌اش کاسته می‌شود، یعنی اینکه ستاره دنباله‌دار با هر بار عبور از نقطه قرین خورشیدی مقداری از مواد خود را در اثر گرمای خورشید و نیروهای جذر و مدی از دست می‌دهد تا بالاخره ستاره دنباله‌دار از بین می‌رود، که برخی از ستاره‌های دنباله‌دار با دوره تناوب کوتاه به چندین تکه تقسیم شده و یا حتی از هم پاشید.
* '''پیشوند سی (C):''' پیشوند دنباله‌دارهای غیر دوره‌ای است.
* '''پیشوند اکس (X):''' پیشوند دنباله‌دارهایی است که نمی‌توان مدار معنی‌داری برای آن محاسبه‌کرد.
* '''پیشوند دی (D):''' پیشوند دنباله‌دارهایی است که دیگر وجود ندارند و یا پنداشته می‌شود که ناپیداست.
۲. سپس سال کشف دنباله‌دار را می‌نویسند.
 
۳. در این مرحله، حرف بزرگ A یا B را برای فهمیدن این که دنباله‌دار در نیمهٔ نخست ماه کشف شده‌است یا نیمهٔ دوم ماه، می‌نویسند. حرف بزرگ A را برای اشاره به نیمهٔ نخست ماه و حرف بزرگ B را برای اشاره به نیمهٔ دوم ماه می‌نویسند.
== منابع ==
{{پانویس}}
* طوسی، نصیرالدین (شارح)، شرح ثمره بطلمیوس، تهران: مرکز نشر آثار مکتوب، ۱۳۷۸. ص. بیست و شش.
* زیلیک، مایکل-گرگوری، استفان-(م.قنبری، جمشید)، نجوم و اختر فیزیک مقدماتی، موسسه چاپ و انتشارات آستان قدس رضوی
 
۴. در این مرحله، عددی می‌نویسند که نشان‌دهندهٔ چندمین جسمی است که در آن سال و آن نیمهٔ ماه کشف شده‌است.
=== پیوند به بیرون ===
==== فارسی ====
* [http://www.hupaa.com/Data/P00634.php شبکه فیزیک هوپا - دنباله‌دارها]
* [http://www.haftaseman.ir/webdb/article.asp?id=558 دانشنامه ستاره شناسی - دنباله دار]
==== انگلیسی ====
* [http://www.aerospaceguide.net/comets.html Space Comet - Comets]
* [http://www.spacetoday.org/SolSys/Comets/CometHaleBopp.html Comet Hale-Bopp]
* [http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=if-comets-melt-why-do-the If comets melt، why do they seem to last for long periods of time?]
* [http://www.spitzer.caltech.edu/news/releases/ssc2006-13/release.shtml Spitzer Telescope Sees Trail of Comet Crumbs]
 
برای نمونه، P/۲۰۱۳ B۳ سومین دنباله‌دار کشف‌شده در نیمهٔ دوم ژانویهٔ ۲۰۱۳ است. وقتی که یک دنباله‌دار برای دومین بار آشکار و مشاهده می‌شود، [[مرکز ریزسیاره|مرکز ریزسیارهٔ]] اتحادیهٔ بین‌المللی اخترشناسی (MPC) یک شمارهٔ دائمی برای کشف آن می‌دهد. در این حالت، ابتدای نام دنباله‌دار، نام دو کاشف آن (نام خانوادگی فرد یا یک واژه یا مخفف گروه اخترشناسی) را می‌نویسند. نام‌ها به ترتیب زمانی پدیدار می‌شوند و نام کاشفان و ترتیب زمانی با یک ممیز از یک‌دیگر جدا می‌شوند. اما در برخی موارد نادر، نام دنباله‌دار می‌تواند شامل نام سه کاشف و یا عمومی باشد. نمونه‌هایی از نام‌های کامل این دنباله‌دارها عبارتند از: [[۱۱۹پی/پارکر–هارتلی]] و سی۱۹۹۵/اُ۱ (دنباله‌دار هیل–باپ).<ref>{{یادکرد وب|نشانی=https://www.iau.org/public/themes/naming/#comets |عنوان=Naming Astronomical Objects | ناشر = [[اتحادیه بین‌المللی اخترشناسی|International Astronomical Union]]|تاریخ بازبینی= 2 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
{{منظومه خورشیدی}}
 
[[رده:دنباله‌دارها]]
=== مأموریت‌ها ===
فهرست زیر، مأموریت‌هایی است که برای بررسی دنباله‌دارها انجام گرفته‌است:<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&Era=Past|عنوان= Comets: Past| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 1 September 2013|کد زبان=en}}</ref><ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&Era=Present|عنوان= Comets: Present| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 1 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
{| class="wikitable"
|-
! فضاپیما !! تاریخ پرتاب !! شرح عملیات
|-
| [[پایونیر ۷]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Pioneer_07|عنوان= Pioneer 7| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۷ اوت ۱۹۶۶</center> || در ۲۰ مارس ۱۹۸۶ رصدهایی از دنباله‌دار هالی انجام‌داد.
|-
| [[مدارگرد پایونیر ونوس|پایونیر ونوس ۱]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Pioneer_Venus_01|عنوان= Pioneer Venus 1| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲۰ مارس ۱۹۷۸|| در ۴ دسامبر ۱۹۷۸ وارد مدار [[ناهید (سیاره)|ناهید]] شد.
|-
| [[ماهواره دنباله‌داری بین‌المللی|ماهوارهٔ دنباله‌داری بین‌المللی]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=ISEEICE |عنوان= ISEE-3/ICE| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۰ اوت ۱۹۷۸</center>|| در مارس ۱۹۸۶ رصدهایی از دنباله‌دار هالی انجام‌داد.
|-
| [[ویگا ۱]]<ref>{{یادکرد وب |نشانی=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Vega_01 |عنوان= Vega 1| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی=3 September 2013|کد زبان=en }}</ref>|| ۱۵ دسامبر ۱۹۸۴|| در سال ۱۹۸۶ دنباله‌دار هالی را مشاهده‌کرد.
|-
| [[ویگا ۲]]<ref>{{یادکرد وب |نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Vega_02|عنوان= Vega 2| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲۱ دسامبر ۱۹۸۴</center>|| از ۷ تا ۱۱ مارس ۱۹۸۶ با دنباله‌دار هالی روبه‌رو شد.
|-
| [[فضاپیمای ساکیگیک]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Sakigake|عنوان=Sakigake | ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۷ ژانویهٔ ۱۹۸۵</center>|| در ۱۱ مارس ۱۹۸۶ با دنباله‌دار هالی روبه‌رو شد.
|-
| [[فضاپیمای جیوتو]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Giotto|عنوان= Giotto| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲ ژوئیهٔ ۱۹۸۵</center>|| در ۱۴ مارس ۱۹۸۶ با دنباله‌دار هالی و در ۱۰ ژوئیهٔ ۱۹۹۲ با [[دنباله‌دار گریک-اسکجلرپ]] روبه‌رو شد.
|-
| [[فضاپیمای سوزی]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Suisei|عنوان= Suisei| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۸ اوت ۱۹۸۵</center>|| در ۸ مارس ۱۹۸۶ با دنباله‌دار هالی روبه‌رو شد.
|-
| [[فضاپیمای گالیله]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Galileo&Display=Dates|عنوان= Galileo| ناشر =[[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۸ اکتبر ۱۹۸۹</center>||در ژوئیهٔ ۱۹۹۴ مشاهداتی از برخورد دنباله‌دار شومیکر-لوی ۹ به دست آورد.
|-
| [[کاوشگر فضایی اولیس]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Ulysses |عنوان= Ulysses| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۶ اکتبر ۱۹۹۰</center>|| در ۱ مه ۱۹۹۶ با [[دنباله‌دار هایاکوتاک]] روبه‌رو شد.
|-
| [[فضاپیمای دیپ اسپیس ۱]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=DS1|عنوان= Deep Space 1| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲۴ اکتبر ۱۹۹۸</center>|| توسط دانشمندان به نزدیک یک دنباله‌دار برای دیدن هسته و ساختار آن فرستاده‌شد.
|-
| [[فضاپیمای استارداست]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=STARDUST|عنوان= Stardust| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۷ فوریهٔ ۱۹۹۹</center>|| در ۲ ژانویهٔ ۲۰۰۴ با دنباله‌دار وایلد ۲ و در ۱۴ فوریهٔ ۲۰۱۱ با دنباله‌دار تمپل ۱ روبه‌رو شد.
|-
| [[مأموریت فضایی کانتور]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=CONTOUR|عنوان= CONTOUR| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۳ ژوئیهٔ ۲۰۰۲</center>|| برای بررسی دنباله‌دارهای انکه و [[۷۳پی شواسمن-وخمن ۳|۷۳پی شواسمن-وخمن]] ساخته‌شد.
|-
| [[برخورد ژرف (مأموریت فضایی)|مأموریت فضایی برخورد ژرف]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=DeepImpact&Display=Dates|عنوان= Deep Impact| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۲ ژانویهٔ ۲۰۰۵</center>|| در ۴ ژوئیهٔ ۲۰۰۵ به تمپل ۱ برخورد کرد و سپس فعال‌شد و در ۴ نوامبر ۲۰۱۰ با [[۱۰۰/پی هارتلی ۱]] روبه‌رو شد.
|-
| [[کاوشگر نقشه‌بردار فروسرخ میدان وسیع]]<ref>{{یادکرد وب |نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=WISE|عنوان= WISE (NEOWISE)| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۴ دسامبر ۲۰۰۹</center>|| بیش از ۲/۷ میلیون نگاره از [[کهکشان]]‌های دوردست، سیارک‌ها و دنباله‌دارهای نزدیک زمین گرفته‌است.
|-
| [[تلسکوپ هلیوسفری و خورشیدی|مأموریت سوهو]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=SOHO|عنوان= SOHO| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲ دسامبر ۱۹۹۵</center>|| از ۲۷ تا ۳۰ نوامبر ۲۰۱۳ دنباله‌دار [[سی/۲۰۱۲ اس۱]] را خواهد دید.
|-
| [[فضاپیمای رزتا]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://solarsystem.nasa.gov/missions/profile.cfm?Sort=Target&Target=Comets&MCode=Rosetta|عنوان= Rosetta| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 4 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲ مارس ۲۰۰۴</center>|| در مه ۲۰۱۴ با دنباله‌دار شوریکو-جریشمنکو روبه‌رو خواهد شد.
|}
 
== ساختار ==
 
=== هسته ===
[[پرونده:29P Schwassmann Wachmann.jpg|250px|بندانگشتی|قطر دنباله‌دار ۲۹پی/شواسمن-واچمن احتمالاً حدود ۲۰ کیلومتر است. (نگاره‌ای با رنگ‌های کاذب و دروغین از [[تلسکوپ فضایی اسپیتزر]])]]
هسته یا قلب دنباله‌دار تکه‌های جامدی در مرکز گیسوی آن و مانند یک گلولهٔ برفی ناپاک است که از یخ ساخته شده‌است.<ref name="nucleus" /> هسته که بخش مرکزی دنباله‌دار است، مخزن گرد و غبار و گازهای منجمد است.<ref name="ucla" /> هستهٔ دنباله‌دار اسفنجی‌شکل است و درون آن شمار بسیار چاله و حفره وجود دارد. هنوز هیچ کسی نمی‌داند که هسته دارای حفره‌های کم و بزرگ یا حفره‌های بسیار و کوچک است. اگر شمار کمی حفرهٔ بزرگ بر روی هسته وجود داشته‌باشد، یعنی این که این دنباله‌دار از سنگ‌های یخی ناپاک ساخته‌شده و اگر شمار بسیاری حفرهٔ کوچک بر روی آن وجود داشته‌باشد، یعنی این که این دنباله‌دار از گلوله‌های یخی ناپاک ساخته شده‌است.<ref name="nucleus">{{یادکرد وب |نشانی= http://spaceplace.nasa.gov/comet-nucleus/|عنوان= What's in the heart of a comet?| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 5 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
هسته از نوع خاصی از گرد و غبار به نام «''کرکی''» ساخته شده‌است، چون کرکی می‌تواند سبک وزن و پر از سوراخ مانند اسفنج باشد. درون سوراخ‌ها از یخ آب‌مانند، [[کربن دی‌اکسید]] ([[یخ خشک]]) و [[کربن مونوکسید]] (که از خودروها خارج می‌شود) ساخته شده‌است.<ref name="windows" /> لایه‌های بالایی هسته از گرد و غبار ساخته شده‌است. گرد و غبار غیر فرار متشکل از برخی [[کانی]]‌های [[سیلیکات]] و غنی از [[کربن]]، [[هیدروژن]]، [[اکسیژن]] و [[نیتروژن]] است. در هسته، نسبت جرم فرار به جرم غیر فرار نزدیک به یک است.<ref name="ucla" />
 
مشاهدات هستهٔ دنباله‌دارهای هیل-باپ و کوهوتک به دانشمندان ایده‌های تازه دربارهٔ ترکیب و تکامل دنباله‌دارها داده‌است. اما هنوز دانشمندان نمی‌دانند که آیا هستهٔ دنباله‌دارها مانند بخش‌های جامد [[زمین]]، سخت یا مانند یک گلولهٔ برفی، نرم است. کاوشگر فضایی رزتا برای یافتن میزان سختی دنباله‌دارها امیدوارکننده است. وقتی که دنباله‌دار به خورشید نزدیک می‌شود، شروع به [[تبخیر]] می‌کند و یک گیسو و یک دم دیدنی و جذاب پدید می‌آید. این تبخیر تنها در جاهای خاص هسته روی می‌دهد که «''جت''» نامیده می‌شود. دنباله‌دار هالی هنگامی که در سال ۱۹۸۶ به خورشید نزدیک می‌شد، بر روی سطح خود سه جت داشت.<ref name="windows">{{یادکرد وب |نویسنده = Jennifer Bergman|نشانی= http://www.windows2universe.org/comets/comet_nucleus.html|عنوان=The Comet Nucleus | ناشر = Windows to Universe|تاریخ = 22 June 2005|تاریخ بازبینی= 5 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
اندازهٔ هسته معمولاً ناشناخته است، زیرا اندازه‌گیری آن دشوار است، اما اندازه‌گیری قابل اطمینانی از ۱۰ هستهٔ دنباله‌دار به عمل آمده‌است. بسیاری از این هسته‌ها دارای قطرهای چند کیلومتر تا ۱۰ تا ۲۰ کیلومتر هستند. برای نمونه، هستهٔ [[۲۹پی/شواسمن-واچمن]] احتمالاً حدود ۲۰ کیلومتر و قطر دنباله‌دار هیل-باپ احتمالاً ۴۰ کیلومتر است. البته موارد خاصی مانند دنباله‌دار هالی و [[۱۹پی/بورلی]] دارای هسته‌ای [[سیب‌زمینی]]‌شکل هستند.<ref name="ucla">{{یادکرد وب|نویسنده=David Jewitt|نشانی= http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/nucleus.html|عنوان= The Cometary Nucleus| ناشر =[[دانشگاه کالیفرنیا، لس‌آنجلس|University of California, Los Angeles]] |تاریخ = April 2003|تاریخ بازبینی=5 September 2013|کد زبان=en }}</ref>
 
=== گیسو ===
[[پرونده:Iras araki alcock.gif|250px|بندانگشتی|ابر پیرامون دنباله‌دار [[سی/۱۹۸۳ اچ۱]]، گیسوی آن است.]]
وقتی که یخ‌های موجود در هستهٔ دنباله‌دار تبخیر می‌شود، تبدیل به یک ابر بزرگ پیرامون بخش مرکزی دنباله‌دار می‌شود و به سرعت گسترش می‌یابد. این ابر که گیسو نامیده می‌شود، [[جو (هواشناسی)|جو]] دنباله‌دار است و می‌تواند تا میلیون‌ها مایل گسترش‌یابد. این ابر بسیار نازک و باریک و ۱۰٬۰۰۰ بار نازک‌تر و باریک‌تر از یک [[ابر]] در [[جو زمین]] است.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Jennifer Bergman|نشانی= http://www.windows2universe.org/comets/coma.html|عنوان= The Comet Coma| ناشر = Windows to Universe|تاریخ = 10 November 2003|تاریخ بازبینی= 5 September 2013|کد زبان=en}}</ref> هنگامی که دنباله‌دار در حضیض خود است، گیسوی آن معمولاً حدود ۱۰۰٬۰۰۰ کیلومتر و توسط باد خورشیدی مانند یک قطرهٔ اشک درآمده‌است.<ref>{{یادکرد وب |نشانی= http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/c/cometary+coma|عنوان= Cometary Coma| ناشر =[[دانشگاه فناوری سوینبرن|Swinburne University of Technology]] |تاریخ بازبینی= 5 September 2013|کد زبان=en}}</ref> گیسوی دنباله‌دارها دارای دو جزء اصلی است:
 
۱. '''گیسوی گازی:''' متشکل از [[مولکول]]‌های آزادشده از هسته توسط [[گرمایش خورشیدی]] و [[تصعید]] است. هنگامی که هستهٔ دنباله‌دار آشکار است، مولکول‌های گیسوی آن در معرض تابش مستقیم خورشید قرار می‌گیرند و می‌توانند به شیوه‌های مختلف آسیب ببینند. سپس بیشتر مولکول‌ها از هم جدا و از هسته خارج می‌شوند. برای نمونه:
{{وسط‌چین}}
H + HO → فشار قوی + H<sub>۲</sub>O
 
H + O → فشار قوی + OH
{{پایان وسط‌چین}}
 
در واکنش‌های بالا، مولکول آزادشده از هسته یک [[فوتون]] جذب می‌کند و به دو قطعه شکسته می‌شود. علاوه بر این، گونه‌های گازی دنباله‌دارها می‌توانند [[یونش|یونیزه]] شوند. مانند واکنش زیر:
{{وسط‌چین}}
CO<sup>+</sup> → فشار قوی + CO
{{پایان وسط‌چین}}
 
۲. '''گیسوی گرد و غباری:''' متشکل از ذرات گرد و غبار کشانده‌شده از هسته است. ذرات گرد و غبار دنباله‌دارها در همهٔ اندازه‌ها یافت می‌شوند و قابل رؤیت‌ترین آن‌ها قطری حدود ۱ [[میکرون]] (۰/۰۰۱ [[میلی‌متر]]) دارد.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = David Jewwit|نشانی= http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/coma.html|عنوان= The Cometary Coma| ناشر = [[دانشگاه کالیفرنیا، لس‌آنجلس|University of California, Los Angeles]]|تاریخ بازبینی= 5 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
=== دم ===
[[پرونده:Comet McNaught at Paranal.jpg|250px|بندانگشتی|راست|دم دنباله‌دار [[سی/۲۰۰۶ پی۱]] بسیار بلند و کشیده است.]]
[[پرونده:17pHolmes 071104 eder vga.jpg|250px|بندانگشتی|دم یونی آبی رنگ دنباله‌دار [[۱۷پی هولمز]] در سمت راست آن دیده می‌شود.]]
به طور کلی، دنباله‌دارها دارای دو نوع دم هستند:<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Jennifer Bergman|نشانی= http://www.windows2universe.org/comets/tail.html|عنوان= The Comet Tail| ناشر = Windows to Universe|تاریخ = 9 January 2004|تاریخ بازبینی= 6 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
۱. '''دم یونی:''' گازهای خنثی در گیسوی دنباله‌دار می‌توانند توسط [[فوتون]]‌های [[فرابنفش]] خورشیدی یونیزه شوند. مانند واکنش زیر:
{{وسط‌چین}}
CO<sup>+</sup> → فشار قوی + CO
{{پایان وسط‌چین}}
 
[[میدان مغناطیسی ستاره‌ای]] خورشید توسط [[باد خورشیدی|بادهای خورشیدی]] جابه‌جا می‌شود و هم‌چنین [[یون]]‌ها نیز به [[میدان مغناطیسی|نیروهای مغناطیسی]] حساس‌اند. در نتیجه، یون‌ها از گیسو پاک‌سازی می‌شوند و درون یک دم یونی بلند می‌روند. از آن‌جا که CO<sup>+</sup> شایع‌ترین یون است، نور آبی بهتر از نور قرمز پراکنده می‌شود و دم یونی به چشم انسان اغلب آبی رنگ به نظر می‌رسد. هم‌چنین، نیروی مغناطیسی بسیار قوی است و طناب‌ها، گره‌ها و نوارهایی تولید می‌کند که دم یونی را از دم گرد و غباری جدا می‌کند.
 
۲. '''دم گرد و غباری:''' متشکل از ذرات گرد و غبار رانده‌شده از گیسو توسط فشار ناشی از تابش خورشیدی است. در مقایسه با دم یونی، دم گرد و غباری به نظر می‌رسد که سفید رنگ یا کمی صورتی رنگ باشد. ذرات گرد و غبار دم دنباله‌دارهایی که به صورت جداگانه در مداری پیرامون خورشید هستند، به دلیل اثر [[فشار تابشی]]، گرانش آن‌ها به خورشید کمتر از گرانش آن‌ها به هسته است. این موجب می‌شود که دم گرد و غباری خمیده و منحنی باشد.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = David Jewitt|نشانی= http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/tail.html|عنوان=The Cometary Tail| ناشر = [[دانشگاه کالیفرنیا، لس‌آنجلس|University of California, Los Angeles]]|تاریخ = August 2009|تاریخ بازبینی= 6 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
== دنباله‌دارهای قابل‌توجه ==
 
=== دنباله‌دارهای بزرگ ===
[[پرونده:Great Comet of 1882.jpg|250px|بندانگشتی|نگاره‌ای از [[دنباله‌دار بزرگ ۱۸۸۲]] که در [[کیپ‌تاون]]، [[آفریقای جنوبی]] گرفته شده‌است.]]
{{اصلی|دنباله‌دار بزرگ}}
شمار کمی از دنباله‌دارها که دیدنی و قابل‌توجه و چشمگیر هستند، با عنوان «''دنباله‌دارهای بزرگ''» شناخته می‌شوند؛ فقط باید مجموعه‌ای از شرایط رخ‌دهد. این دنباله‌دارها آن‌قدر بزرگ نیستند که با چشم غیرمسلح دیده‌شوند؛ با این حال وقتی به خورشید نزدیک می‌شوند، سطوح یخی آن‌ها تبخیر می‌شود و مقدار زیادی از گاز و گرد و غبار آن‌ها فرار می‌کند و جو و دم‌های بسیار بزرگی شکل می‌گیرد که دیدنی و قابل‌توجه است. اگر این شرایط رخ‌دهد، دنباله‌دار تبدیل به یک دنباله‌دار بزرگ خواهد شد. علاوه بر این، اگر دنباله‌دار نزدیک [[زمین]] شود و دم آن به آسانی دیده‌شود، عنوان دنباله‌دار بزرگ را به خود می‌گیرد. در هر دو مورد، دنباله‌دار بزرگ باید در آسمان تاریک دیده‌شود. در ژوئیهٔ سال ۸۷ پیش از میلاد، نخستین دنباله‌دار بزرگ که دنباله‌دار هالی بود، در آسمان دیده‌شد.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Donald K. Yeomans|نشانی= http://ssd.jpl.nasa.gov/?great_comets|عنوان= Great Comets in History| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ = April 2007|تاریخ بازبینی= 7 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
=== دنباله‌دار مسیر خورشیدی ===
{{اصلی|دنباله‌دار مسیر خورشیدی}}
[[پرونده:Kreutz Comet Orbits.ogv|250px|بندانگشتی|راست|طراحی از مدار یک دنباله‌دار مسیر خورشیدی]]
دنباله‌دار مسیر خورشیدی طبقهٔ ویژه‌ای از دنباله‌دارهاست که به هنگام [[اوج و حضیض|حضیض]] خود، فاصلهٔ بسیار کمی (حدود ۸۵۰٬۰۰۰ مایل) با خورشید دارند. حتی بسیاری از آن‌ها به فاصلهٔ چند هزار مایلی خورشید نیز می‌رسند. ماندن در این فاصله از خورشید برای دنباله‌دارها بسیار دشوار است. آن‌ها در معرض تابش خورشیدی قرار می‌گیرند؛ البته فشار فیزیکی تابش خورشیدی به شکل‌گیری دم دنباله‌دارها کمک می‌کند. علاوه بر این، دنباله‌دارها در نزدیکی خورشید، نیروهای [[جزر و مد]] بسیار قوی یا فشار گرانشی را تجربه می‌کنند. در این محیط خصمانه و دشمن‌وار، بسیاری از دنباله‌دارها با این سفر پیرامون خورشید دیگر زنده نمی‌مانند و از میان می‌روند. اگرچه آن‌ها به سطح خورشید سقوط نمی‌کنند، اما خورشید می‌تواند آن‌ها را از میان ببرد. بسیاری از دنباله‌دارهای که دارای مدارهای مشابه هستند، «''کروز پاس''» نامیده می‌شوند و جمعی دیگر متعلق به گروهی به نام «''[[کروز سانگریزر|گروه کروز]]''» هستند. نزدیک به ۸۵ درصد دنباله‌دارها توسط دنباله‌دار سوهو در این بزرگراه مداری دیده می‌شوند. دانشمندان بر این باورند که صدها یا هزاران سال پیش، یک دنباله‌دار مسیر خورشیدی وجود داشت که فروپاشید و دنباله‌دارهای کروز پاس باقی‌ماندهٔ آن‌ها هستند. در ۲۸ نوامبر ۲۰۱۳، [[سی/۲۰۱۲ اس۱]] به حضیض خود (۷۳۰٬۰۰۰ مایل فاصله از خورشید) خواهد رسید. مدار این دنباله‌دار نشان می‌دهد که می‌تواند با این حرکت از منظومهٔ خورشیدی فرار کند.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Marc Boucher|نشانی= http://spaceref.com/comets/what-is-a-sungrazing-comet.html|عنوان= What is a Sungrazing Comet?| ناشر =Space Ref |تاریخ = 16 July 2013|تاریخ بازبینی= 7 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
== موضوعات مرتبط ==
 
=== تفکیک از اجرام آسمانی دیگر ===
[[پرونده:Leonid Meteor.jpg|215px|بندانگشتی|یک [[بارش شهابی اسدی]] در سال ۲۰۰۹]]
تفاوت اصلی میان دنباله‌دارها و [[سیارک]]‌ها چیزی است که آن‌ها از آن ساخته شده‌است. سیارک‌ها از [[فلز]]ات و [[سنگ|مواد سنگی]] و دنباله‌دارها از [[یخ]]، [[گرد و غبار]] و مواد سنگی ساخته شده‌اند. هر دو جسم آسمانی حدود ۴/۵ میلیارد سال پیش در اوایل منظومهٔ خورشیدی ساخته‌شدند. سیارک‌ها نسبت به دنباله‌دارها بسیار نزدیک‌تر به خورشید هستند، جایی که برای باقی‌ماندن یخ به حالت جامد بسیار گرم است. اما دنباله‌دارها نسبت به سیارک‌ها دورتر از خورشید هستند، جایی که یخ در آن ذوب نمی‌شود. یکی دیگر از تفاوت‌های میان این دو جسم آسمانی این است که دنباله‌دارها دم دارند و سیارک‌ها فاقد دم هستند. از دیگر تفاوت‌های این دو شیء فضایی می‌توان به الگوهای مداری آن‌ها اشاره‌کرد. دنباله‌دارها به مدارهای بسیار طولانی و دراز تمایل دارند و چندین بار ۵۰٬۰۰۰ واحد نجومی از خورشید فاصله می‌گیرند. در حالی که سیارک‌ها به مدارهای کوتاه‌تر و دایره‌ای‌شکل‌تر تمایل و در [[کمربند سیارک‌ها]] وجود دارند. تعداد دو شیء فضایی از تفاوت‌های دیگر آن‌هاست. تنها ۳٬۵۷۲ دنباله‌دار تا ۲۰ ژوئن ۲۰۰۹ کشف شده‌است، اما میلیون‌ها سیارک وجود دارد.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده =Jerry Coffey|نشانی= http://www.universetoday.com/33006/what-is-the-difference-between-asteroids-and-comets/|عنوان= What is the Difference Between Asteroids and Comets| ناشر = [[یونیورز تودی|Universe Today]]|تاریخ = 20 June 2009|تاریخ بازبینی= 2 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
بقایای کوچک‌تر از یک سیارک، [[شهاب‌وار]] نامیده می‌شود. بیشتر شهاب‌وارهایی که وارد [[جو زمین]] می‌شوند، به اندازه‌ای کوچک هستند که نمی‌توانند وارد سطح زمین شوند و تبخیر می‌شوند و در این حالت عناوین مختلفی (شهاب یا شهاب‌سنگ) می‌گیرند.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Nancy Atkinson|نشانی= http://www.universetoday.com/100075/infographic-whats-the-difference-between-a-comet-asteroid-and-meteor/|عنوان=Infographic: What’s the Difference Between a Comet, Asteroid and Meteor?| ناشر =[[یونیورز تودی|Universe Today]] |تاریخ = 20 February 2013|تاریخ بازبینی= 2 September 2013|کد زبان=en}}</ref> وقتی که شهاب‌وار وارد جو زمین می‌شود، گرم می‌شود و نور رشته‌ای مانندی از آن دیده می‌شود که [[شهاب]] نام‌دارد.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = George W. Wetherill|نشانی= http://www.britannica.com/EBchecked/topic/378109/meteor-and-meteoroid|عنوان= meteor and meteoroid (astronomy)| ناشر = [[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]]|تاریخ بازبینی= 3 Septemer 2013|کد زبان=en}}</ref> اما گاهی اوقات شهاب‌وارها از جو زمین می‌گذرند و بر روی زمین می‌افتند که این جسمی که بر روی زمین افتاده‌است را [[شهاب‌سنگ]] می‌نامند.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Conel M.O'D. Alexander|نشانی=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/378148/meteorite |عنوان= meteorite (astronomy)| ناشر = [[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
=== دنباله‌دارهای مشهور ===
{| class="wikitable"
|-
! دنباله‌دار !! تاریخ یا سال کشف !! کاشف یا کاشفان
|-
| [[دنباله‌دار هالی]]<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Armand H. Delsemme|نشانی=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/252831/Halleys-Comet|عنوان= Halley's Comet (astronomy)| ناشر =[[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref> || <center>۱۷۰۵</center> || [[ادموند هالی]]
|-
| [[دنباله‌دار بزرگ ۱۷۴۴]]<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Joe Rao|نشانی= http://www.space.com/17918-9-most-brilliant-great-comets.html|عنوان= The 9 Most Brilliant Comets Ever Seen| ناشر =[[اسپیس.کام|Space.com]] |تاریخ = 5 October 2012|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref> || <center>۲۹ نوامبر ۱۷۷۳</center> || [[ژان-فیلیپ د شزو]]
|-
| [[دنباله‌دار انکه]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://www.britannica.com/EBchecked/topic/186530/Enckes-Comet |عنوان= Encke's Comet (astronomy)| ناشر =[[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]] |تاریخ بازبینی= 3 Septemer 2013|کد زبان=en}}</ref> || <center>۱۷۸۶</center>|| [[پیر مچین]]
|-
| [[دنباله‌دار بیلا]]<ref>{{یادکرد وب |نویسنده =Martin Beech |نشانی= http://uregina.ca/~astro/comet/twolost.pdf|عنوان= On two lost American cometaria| ناشر = [[دانشگاه رجینا|University of Regina]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref> || <center>۲۷ فوریهٔ ۱۸۲۶</center>|| [[بارون ویلهلم فون بیلا]]
|-
| [[دنباله‌دار دوناتی]]<ref>{{یادکرد ژورنال|نویسنده = Pasachoff, Jay M.; Olson, Roberta J. M.; Hazen, Martha L. |پیوند= http://adsabs.harvard.edu/full/1996JHA....27..129P|عنوان= The Earliest Comet Photographs: Usherwood, Bond, and Donati 1858| ناشر = Journal for History of Astronomy|ژورنال=[[دانشگاه هاروارد|University of Harvard]]|صفحه=129 |ماه=May|سال=1996|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref> || <center>۲ ژوئن ۱۸۵۸</center> || [[جیووانی باتیستا دوناتی]]
|-
| [[دنباله‌دار تمپل ۱]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://www.nasa.gov/mission_pages/deepimpact/mission/mission-features.html|عنوان= NASA - The Comet| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ = 18 November 2004|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۳ آوریل ۱۸۶۷</center> || [[ویلهلم تمپل]]
|-
| [[دنباله‌دار بزرگ ۱۸۸۲]]<ref name="great">{{یادکرد وب |نویسنده = The Greatest Comets of All Time|نشانی=http://www.space.com/3366-greatest-comets-time.html |عنوان= The Greatest Comets of All Time| ناشر = [[اسپیس.کام|Space.com]]|تاریخ = 19 January 2007|تاریخ بازبینی=3 September 2013|کد زبان=en }}</ref> || <center>۱ سپتامبر ۱۸۸۲</center>|| گروهی از [[ملوان]]ان [[ایتالیا]]یی
|-
| [[۱۷پی هولمز|دنباله‌دار ۱۷پی هولمز]]<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = Joe Rao|نشانی= http://www.space.com/4544-obscure-comet-brightens-suddenly.html|عنوان= Obscure Comet Brightens Suddenly| ناشر = [[اسپیس.کام|Space.com]]|تاریخ = 24 October 2007|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>نوامبر ۱۸۹۲</center> || [[ادوین هولمز]]
|-
| [[دنباله‌دار بزرگ ژانویه ۱۹۱۰|دنباله‌دار بزرگ ژانویهٔ ۱۹۱۰]]<ref name="great" />|| <center>۱۳ ژانویهٔ ۱۹۱۰</center> || بینندگان چندگانه
|-
| [[دنباله‌دار آکیا-سکی]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://www.britannica.com/EBchecked/topic/282597/Comet-Ikeya-Seki|عنوان= Comet Ikeya-Seki (astronomy)| ناشر = [[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۸ سپتامبر ۱۹۶۵</center>|| [[کیرو آکیا]]، [[سوتومیو سکی]]
|-
| [[دنباله‌دار شوریمو-جریشمنکو]]<ref>{{یادکرد وب |نویسنده=Jennufer Bergman|نشانی= http://www.windows2universe.org/comets/churyumov_gerasimenko/churyumov_gerasimenko.html|عنوان= Comet Churyumov-Gerasimenko| ناشر = Windows to Universe|تاریخ = 19 March 2004|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۱۹۶۹</center> || [[کلیم ایوانویچ شوریمو]]، [[سوتلانا ایوانوفنا جریشمنکو]]
|-
| [[دنباله‌دار کوهوتک]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://history.nasa.gov/SP-404/ch4.htm|عنوان= Comet Kohoutek| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>مارس ۱۹۷۳</center> || [[لوبوش کوهوتک]]
|-
| [[دنباله‌دار وایلد ۲]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://stardust.jpl.nasa.gov/science/wild2.html|عنوان=COMET 81P/WILD-2| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۶ ژانویهٔ ۱۹۷۸</center> || [[پل وایلد]]
|-
| [[دنباله‌دار شومیکر-لوی ۹]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی=http://solarsystem.nasa.gov/multimedia/display.cfm?Category=Planets&IM_ID=16528 |عنوان= Comet Shoemaker-Levy 9 Approaches Jupiter| ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲۴ مارس ۱۹۹۳</center> || [[کارولین شومیکر]]، [[یوجین شومیکر]]، [[دیوید لوی]]
|-
| [[دنباله‌دار هیل-باپ]]<ref>{{یادکرد وب|نشانی= http://www2.jpl.nasa.gov/comet/|عنوان=Comet Hale-Bopp | ناشر = [[ناسا|NASA]]|تاریخ بازبینی= 3 September 2013|کد زبان=en}}</ref>|| <center>۲۳ ژوئیهٔ ۱۹۹۵</center> || [[آلن هیل (ستاره‌شناس)|آلن هیل]]، [[توماس باپ]]
|}
 
=== ستارهٔ بیت‌اللحم ===
{{اصلی|ستاره بیت‌اللحم}}
[[پرونده:Giotto - Scrovegni - -18- - Adoration of the Magi.jpg|215px|بندانگشتی|ستایش کودک توسط [[مغ]]. ستارهٔ بیت‌اللحم بالای سر کودک نشان داده شده‌است. این نقاشی توسط [[جوتو دی بوندوته]] کشیده شده‌است که او شاهد دنباله‌دار هالی در سال ۱۳۰۱ بوده‌است.]]
ستارهٔ بیت‌اللحم یک پدیدهٔ آسمانی ذکرشده در [[انجیل متی]] و راهنمای [[سه مغ]] به زادگاه [[عیسی|عیسی مسیح]] است. رویدادهای طبیعی نشان می‌دهد که ستارهٔ بیت‌اللحم می‌توانسته یک [[ابرنواختر]]، دنباله‌دار (دنباله‌دار هالی در ۱۱ یا ۱۲ سال پیش از میلاد قابل مشاهده بود)، شهاب‌سنگ یا [[مقارنه|مقارنهٔ]] [[سیاره]]‌ها بوده‌باشد. سال زایش مسیح نامشخص است، اما احتمالاً میان ۴ تا ۶ سال پیش از میلاد بوده‌است. [[کتاب مقدس]] می‌گوید که دو نفر این ستاره را دیده‌اند.<ref name="bethlehem">{{یادکرد وب|نشانی= http://www.britannica.com/EBchecked/topic/63440/Star-of-Bethlehem|عنوان= Star of Bethlehem (celestial phenomenon)| ناشر =[[دانشنامه بریتانیکا|Encyclopedia Britannica]]|تاریخ بازبینی= 4 September 2013|کد زبان=en}}</ref> آن سه [[مغ]] فرزانگانی از [[ایران|سرزمین پارس]] یا ایران و قادر به خواندن ستاره‌ها بودند.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده =Victoria Gill |نشانی=http://www.bbc.co.uk/news/magazine-20730828 |عنوان= Star of Bethlehem: The astronomical explanations| ناشر = [[بی‌بی‌سی|BBC]]|تاریخ = 23 December 2012|تاریخ بازبینی= 4 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
در اوایل سدهٔ هفدهم، [[یوهانس کپلر]] گفت که بیت‌اللحم ممکن‌است که یک [[نواختر]] باشد.<ref name="bethlehem" /> به گفتهٔ [[کالین هامفریس]] در «''ستارهٔ بیت‌اللحم –دنباله‌داری در ۵ سال پیش از میلاد– و زادروز عیسی''» در [[اخترشناسی و ژئوفیزیک (ژورنال)|مجلهٔ انجمن سلطنتی اخترشناسی]] در سال ۱۹۹۱، عیسی مسیح احتمالاً در پنج سال پیش از میلاد زاده شده‌است. در آن زمان، یک دنباله‌دار بزرگ، جدید و با حرکت آهسته به نام «''سوئی-هزینگ''» ثبت شده‌بود. هامفریس بر این باور است که این دنباله‌دار همان ستارهٔ بیت‌اللحم است.<ref>{{یادکرد وب |نویسنده = N.S. Gill|نشانی= http://ancienthistory.about.com/od/churchhistory/qt/121507JesusBirt.htm|عنوان= The Star of Bethlehem and the Dating of the Birth of Jesus| ناشر = [[ابوت.کام|About]]|تاریخ بازبینی= 4 September 2013|کد زبان=en}}</ref>
 
== خرافات پیرامون دنباله‌دارها ==
دنباله‌دارها در بسیاری از فرهنگ‌های مختلف در سراسر جهان و در طول زمان از وحشت و ترس الهام گرفته شده‌اند. آن‌ها عناوینی هم‌چون «''پیشروی حکم مجازات''» و «''تهدید گیتی''» به خود گرفته‌اند. این اجرام هم‌چنین به عنوان پیشگویان فاجعه‌ها و پیامبران خدا در نظر گرفته می‌شدند. در [[تاریخ باستان|دوران باستان]]، دنباله‌دارها قابل‌توجه‌ترین اشیاء در آسمان شب بودند. در بسیاری از فرهنگ‌ها، دنباله‌دارها حاملان پیام‌های خدایان هستند. برای نمونه، در برخی از فرهنگ‌ها، دم دنباله‌دارها ظاهر سر یک زن با موهای بلند پشت سرش است.<ref name="umd" />
 
== جستارهای وابسته ==
{{درگاه|اخترشناسی}}
* [[فهرست دنباله‌دارها]]
* [[اجرام کوچک منظومه شمسی|اجرام کوچک منظومهٔ خورشیدی]]
 
== پانویس ==
{{پانویس|۲|چپ‌چین=بله|ریز=بله}}
 
== پیوند به بیرون ==
* [http://www.dmoz.org/Science/Astronomy/Solar_System/Small_Bodies/Comets/ دنباله‌دارها] در [[پروژه فهرست آزاد]]
 
{{در پروژه‌های خواهر
|ویکی‌انبار-رده=Comet
}}
 
{{منظومه شمسی}}
 
[[رده:دنباله‌دار]]
[[رده:اجرام آسمانی]]
[[رده:اجرام منظومه شمسی]]
[[رده:منظومه شمسی]]
 
{{Link FA|de}}
{{Link FA|sv}}
{{Link FA|th}}
{{Link FA|vi}}