فهرست دنباله‌دارهای دوره‌ای: تفاوت میان نسخه‌ها
محتوای حذف‌شده محتوای افزوده‌شده
←لید: بهبود پیوند |
|||
خط ۳:
برای دنباله‌دارهایی که دوره‌ای فرض شوند، پس از گذشت حضیض دوم دنباله‌دار است که یک پیش شمارهٔ پایدار برای آن در نظر گرفته می‌شود؛ به همین دلیل است که تعدادی از دنباله‌دارهای دوره‌ای هنوز شماره گذاری نشده‌اند، مانند دنباله‌دارهای [[پ/ ۲۰۰۵ ت۵ (بروتون)]]. دنباله‌دارهایی هم وجود دارند که پس از دریافت یک پیشوند دائمی؛ معمولاً پس از چند گذشت حضیض خورشید، دیگر به دلیلی مشاهده نمی‌شوند، و یا گمان می‌رود که نابود شده باشند. به چنین دنباله‌دارهایی یک پیشوند «د» و تعداد دورهٔ مشاهده شده داده می‌شود، و به این ترتیب برای دنباله‌دارهای پیش شماره شده و سپس از دست رفته [ن] [د] به جای [ن] [پی]، مانند «د۳» داده می‌شود مانند ۳د/ بیلا یا ۵د/برورسن.
تقریباً در همه موارد، ستاره‌های دنباله‌دار به نام کاشف (و یا بابندگان) خود نام گذاری می‌شوند، اما در چند مورد مانند 2P/انکه و 27P/ کروملین آنها بنام کسی که مدارشان را محاسبه کرده‌بود (محاسبه‌گران مدار) نامگذاری شدند. محاسبهٔ مدارهای دنباله‌دارهای طولانی مدت بسیار مشکل است و این به دلیل تفاوت‌هایی در مسیر شناخته شدهٔ آنها است که در اثر [[پریشیدگی]]های ناشی از سیارات تفاوت را باز هم بیشتر می‌کند، و در روزهای قبل از پیدایش کامپیوترهای الکترونیکی کسانی ناچار بودند فرصت‌های شغلی خود را به این کار اختصاص دهند. با این همه، چندین دنباله‌دار به دلیل اثرات غیر گرانشی مانند انتشار گاز و مواد دیگر که [[کما (دنباله‌دار)|کما]] و [[دم (دنباله‌دار)|دم]] دنباله‌دار را تشکیل می‌دهند از دست رفته‌اند. بر خلاف یک [[دنباله‌دار با دوره تناوب طولانی]]، عبور بعدی [[حضیض]] خورشیدی یک دنباله‌دار دوره‌ای شماره شده را می‌توان با درجه بالایی از دقت و صحت پیش بینی کرد.
== جستارهای وابسته ==
| |||