thumb|Hale-Boppova kométa s bielym prachovým chvostom a modrým plynným chvostom (február 1997)
thumb|Kométografia, ilustrácie v od Stanisław Lubieniecki. Nebo – poriadok a chaos od Jean-Pierre Verdeta, série „Horizonty“.
Kométa alebo zastarano vlasatica je malý astronomický objekt podobný asteroidu, ale zložený predovšetkým z ľadu. Kométy sa typicky pohybujú po veľmi eliptických obežných dráhach, ktorých odslnie (afélium) môže byť oveľa vzdialenejšie ako obežná dráha Pluta. Veľmi často sú opisované ako „špinavé snehové gule“, hoci podľa najnovších výskumom sa toto vzťahuje len na povrch jadra kométy a z veľkej časti ich tvorí zmrznutý oxid uhličitý, metán a voda s primiešaným prachom a rôznymi minerálnymi agregátmi. Tieto agregáty držia spolu len vďaka vlastnej gravitácii.
Kométa sa tradične skladá z jadra, komy a chvosta. Koma a chvost sú síce najcharakteristickejšie vlastnosti kométy, vďaka ktorým ju možno takmer určite rozoznať od iných telies, ale väčšina komét na väčšine svojej dráhy tieto zložky nemá. Kóma a chvost sa totiž utvárajú len v blízkosti Slnka pod vplyvom jeho žiarenia. Ďaleko od Slnka tvorí kométu len jadro, niekoľkokilometrové teleso tvorené čiastočne ľadom. V posledných rokoch sa objavilo množstvo telies, ktoré majú hraničné postavenie medzi kométami a inými útvarmi, najčastejšie asteroidmi, či už svojou dráhou (nezvyčajnou na kométu – to sú napríklad kométy hlavného pásu), veľkosťou, alebo zložením (kentauri). Od roku 2019 je známa aj prvá kométa (2I/Borisov), ktorá priletela do našej slnečnej sústavy z medzihviezdneho priestoru.
Donedávna sa všeobecne predpokladalo, že kométy pochádzajú z Oortovho oblaku – útvaru vo veľkých vzdialenostiach od Slnka skladajúceho sa z trosiek, ktoré zostali po kondenzácii slnečnej hmloviny; vonkajšie okraje takýchto hmlovín sú dosť chladné na to, aby voda mohla existovať v pevnom (a nie plynnom) skupenstve. Asteroidy vznikajú iným procesom, no veľmi staré kométy, ktoré stratili všetku svoju prchavú hmotu, sa môžu podobať na asteroidy.
K 31. decembru 2023 poznáme v slnečnej sústave 3910 komét vrátane ich fragmentov.
Fyzikálne vlastnosti a štruktúra Vznik Predpokladá sa, že kométy vznikli vo vzdialenom oblaku známom ako Oortov oblak, pomenovanom podľa holandského astronóma Jana Hendrika Oorta, ktorý vyslovil hypotézu o jeho existencii. Oortov oblak mal podľa starších teórií pôvod v protoplanetárnom disku, z ktorého sa sformovala celá slnečná sústava. Podľa novej teórie, ktorú vypracovali astronómovia pod vedením vedcov zo Southwest Research Institute v roku 2010, sa však mohli niektoré kométy utvoriť na obežnej dráhe iných hviezd, ako je Slnko. Zachytenie týchto telies Slnkom sa mohlo odohrať v čase, keď bolo Slnko ešte členom svojej rodnej hviezdokopy (pretože hviezdy vznikajú v skupinách) pomerne blízko susedných hviezd. Tento nový pohľad na vznik Oortovho mraku komét vznikol potom, čo podrobnejší prieskum ukázal, že Oortov oblak utvorený len ako pozostatok protoplanetárneho disku by mal byť oveľa redší. Podľa Hala Levisona až 90 % komét Oortovho mraku môže mať pôvod mimo slnečnej sústavy.
Kométy obiehajú v Oortovom mraku po veľmi vzdialených obežných dráhach blízkych kružnici. Niekedy sa však stáva, že kométu „vyrušia“ (perturbujú) z jej vzdialenej obežnej dráhy gravitačné interakcie, a potom nabehne na extrémne eliptickú obežnú dráhu, ktorá ju dostane veľmi blízko k Slnku.
Kométa sa dá rozdeliť na hlavu, tvorenú pevným telesom (nazývané jadro) a komou (žiariacou plazmou) a na kometárny chvost, presnejšie chvosty. Kým jadro má vo všeobecnosti priemer menší ako , koma môže byť väčšia ako Slnko a chvosty môžu dosiahnuť dĺžku 150 miliónov km (1 astronomická jednotka) alebo viac. Väčšina komét je bez pomoci teleskopu príliš slabo viditeľná, ale niekoľko ich je počas desaťročia dostatočne jasných na to, aby boli viditeľné voľným okom. Pred vynálezom teleskopu sa kométy zdanlivo z ničoho nič zjavovali na oblohe a postupne mizli z dohľadu. Zvyčajne boli považované za zlé znamenia smrti kráľov alebo šľachticov, prípadne blížiacich sa katastrof. Zo starovekých prameňov, ako napríklad čínskych kostí pre predpovedanie budúcnosti, je známe, že ich výskyty boli pozorované ľuďmi tisícročia. Jedným z najznámejších starých záznamov je zobrazenie Halleyho kométy na Bayeuxovom gobelíne, ktorý zaznamenáva Normanský zábor (dobytie) Anglicka v roku 1066.
Jadro thumb|left|Jadro kométy Wild 2 veľkosti približne (Stardust, NASA) + Zloženie komy kométy Hale-Bopp (1997), normalizované na H2O Molekula Výskyt H2O 100 CO 20 CO2 6 – 20 H2CO 1 CH3OH 2 NH3 0,7 – 1,8 CH4 0,6 C2H2 0,1 C2H6 0,3 HCOOH 0,06 CH2CO <0,03 CH3CHO 0,02 CH3CH2OH <0,05 CH3OCH3 <0,45 HCOOCH3 0,06 HNCO 0,06 – 0,1 NH2CHO 0,01 HCN 0,25 HNC 0,04 CH3CN 0,02 HC3N 0,02 H2S 1,5 OCS 0,5 H2CS 0,02 SO 0,2 – 0,8 SO2 0,1 Vo veľkých vzdialenostiach od Slnka kométy existujú iba v podobe kometárneho jadra, ktoré je zložené zo zmrznutej vody, metánu a amoniaku s čiastočkami meteoritického prachu a minerálov (napr. silikáty, niklové minerály). Prekvapením je, že kometárne jadrá patria medzi najčernejšie známe objekty, o ktorých vieme, že existujú v slnečnej sústave. Sonda Giotto zistila, že jadro Halleyho kométy odráža približne 4 % svetla, ktoré naňho dopadá, a Deep Space 1 objavila, že povrch Borrellyho kométy odráža iba od 2,4 % do 3 % svetla, ktoré naň dopadne; pre porovnanie, asfalt odráža 7 % naň dopadajúceho svetla. Všeobecne sa zastáva názor, že touto tmavou povrchovou látkou sú komplexné organické zlúčeniny. Teplo zo Slnka odháňa prchavé zložky, pričom zanecháva ťažké organické zlúčeniny s dlhým reťazcom, ktoré zvyknú byť veľmi tmavé, ako napríklad decht či ropa. Veľmi tmavý povrch komét im dovoľuje absorbovať teplo potrebné na pohon ich odplyňovania.
Keďže sa pri pozorovaniach komy zistilo, že len malá časť jadra je odplyňovaná, podľa nových predstáv je povrch kometárneho jadra tvorený kamennou sutinou, ktorá je zložená z úlomkov príliš ťažkých na prekonanie gravitačnej príťažlivosti jadra. Sonda Giotto objavila tiež maličké čiastočky, ktoré sú bohaté na prvky uhlík (C), vodík (H), kyslík (O) a dusík (N), a sú preto nazývané tiež ako CHON čiastočky. Tieto čiastočky by mohli pochádzať z tenkej vrstvy sadzí, ktorá pokrýva jadro, a to by tiež vysvetľovalo kometárne albedo.
Špeciálnu zásluhu na objavoch štruktúry komét mal Fred Whipple.
Koma Hlavný článok: Koma
V momente, keď sa kométa priblíži k Slnku do vzdialenosti približne 5 AU (prekročí dráhu Jupitera), vytvorí sa koma, ktorá má v blízkosti jadra radiačné vlastnosti. Je vytváraná sublimáciou ľahko vyprchávajúcich látok na strane privrátenej k Slnku a vychádza z ľadom obalených prachových čiastočiek.
Pozorovania sondou Giotto zistili, že vyparovanie sa dotýka približne 10 až 15 % povrchu kométy a že vyprchávajúca hmota uniká z krehkých miest čiernej kôry. Z týchto miest unikajúce molekuly tvoria vnútornú komu. Tá sa pri ďalšom zahrievaní vďaka ionizácii a disociácii zväčšuje a nakoniec sa koma stane uvoľňovanými iónmi a radikálmi viditeľnou. Toto sa deje v obklopení ultrafialového žiarenia atomárneho vodíku, a táto koma je známa tiež ako UV koma a bola pozorovaná pri kométe Hale-Bopp v roku 1997, kde dosiahla priemer 150 miliónov kilometrov. Pretože ozónová vrstva atmosféry je neprechodná pre UV žiarenie, môže byť UV koma pozorovaná iba cez satelity.
Chvost Približne pri prekročení obežnej dráhy Marsu začnú čiastočky komy pôsobením radiačného tlaku a slnečného vetra formovať kometárny chvost, presnejšie dva chvosty: Úzky dlhý chvost (typu I), ktorý pozostáva z molekulárnych iónov a je tiež nazývaný plynný. Pre vysvetlenie javu tohto chvosta nestačí radiačný tlak, a preto v roku 1951 Ludwig Biermann navrhol ako vysvetlenie zo Slnka vychádzajúci prúd častíc, ktoré dnes nazývame ako slnečný vietor. V dnešnej dobe sa vychádza z toho, že kometárne ióny sa vzájomnou interakciou miešajú so slnečným magnetickým poľom a potom sú odnášané nabitými časticami slnečného vetra. Difúzny zatočený chvost (typu II), ktorý sa často nazýva tiež prachový. Malé častice prachu, ktoré vytvárajú tento chvost sú ovplyvnené radiačným tlakom Slnka, ktorý sa dá vysvetliť rozdelením na dve zložky: Radiálna zložka, ktorá smeruje proti gravitácii a znižuje sa so štvorcom vzdialenosti od Slnka. Funguje to ako efektívny odber gravitačnej sily Slnka, a preto sa prachové častice sa pohybujú po pseudokeplerovských dráhach, ktoré sa líšia pre čiastočky rôznych veľkostí, pretože radiačný tlak je závislý od veľkosti častíc. Toto vedie k relatívne silnému prúdeniu prachového chvosta v porovnaní s plynovým. Druhou zložkou radiačného tlaku je protichodná pohybu prachových zložiek a vedie k spomaľovaniu častíc, ktoré sú väčšie ako vlnová dĺžka svetla, t. j. väčšie ako 0,5 µm. Tieto čiastočky sa pohybujú v dlhšom časovom horizonte rovnako ako ostatný medziplanetárny prach, po špirálovitých dráhach od Slnka (Poyntingov-Robertsonov efekt). veľmi málo, a len pri špeciálnych závislostiach dráhy je viditeľný tiež protichodný chvost (typu III). Tu však nejde o nezávislý chvost, ale iba o geometrický projekčný efekt: v prípade, že sa Zem dostane medzi Slnko a kométu, časť prachového chvosta, vďaka svojmu zakriveniu, presiahne za hlavu (jadro+koma) kométy. thumb|Kométy majú značne eliptické obežné dráhy. Všimnite si dva samostatné chvosty. Úbytok kometárneho materiálu je pre „nové“ kométy, ktoré sa k Slnku priblížia prvýkrát, približne 10 až 50 ton za sekundu, pri opakovaných preletoch sa úbytok hmoty zmenší na menej než 0,1 t/s. Tieto malé množstvá od maximálne 0,03 do 0,2 percent kometárnej hmoty na jeden prechod okolo Slnka znamenajú, že chvost je veľmi riedky. Ohromná jasnosť chvostov sa vysvetľuje práve v prípade prachového chvostu veľkým povrchom mikroskopických prachových čiastočiek a v prípade plynného chvostu príspevkom dokonca každého atómu a molekuly k svetelnosti. Toto priamo vedie k porovnávaniu veľkostí kometárnych jadier so zväčšovaním svetelností a zaraďovaním do rôznych stupníc.
V roku 1996 bolo objavené, že kométy vyžarujú röntgenové žiarenie. Toto röntgenové žiarenie prekvapilo vedcov, pretože sa nepredpokladalo, že ho kométy vyžarujú. Röntgenové lúče sú pravdepodobne generované interakciou medzi kométami a slnečným vetrom: keď vysoko nabité ióny prelietajú cez atmosféru kométy, narážajú na kometárne atómy a molekuly. V týchto zrážkach ióny zachytia jeden alebo viac elektrónov, čo vedie k emisii röntgenového žiarenia a vysoko ultrafialových fotónov.
Aktívna vs. spiaca kométa Aktívna kométa má povrch, ktorý uvoľňuje materiál (prchá). Spiaca kométa má neaktívny povrch (neprchá) a to v ktorejkoľvek vzdialenosti od hviezdy.
Obehové vlastnosti
thumb|right|Obežné dráhy kométy Kohoutek a Zeme, znázorňujúce veľkú excentricitu obežnej dráhy a rýchlejší pohyb v blízkosti Slnka Kométy sú klasifikované podľa ich obežných dôb (periód). Krátkoperiodické kométy majú obežné doby dlhé menej ako 200 rokov, kým dlhoperiodické kométy majú dlhšie obežné doby, pričom ale stále zostávajú gravitačne viazané k Slnku. Jednonávratové kométy majú parabolické a hyperbolické obežné dráhy, ktoré ich vynesú navždy mimo slnečnú sústavu po jednom prechode popri Slnku. Opačným extrémom je krátkoperiodická kométa Encke, ktorá má obežnú dráhu, ktorá jej nedovolí vzdialiť sa od Slnka ďalej ako planéta Jupiter. Za miesto vzniku krátkoperiodických komét sa považuje Kuiperov pás, zatiaľ čo zdrojom dlhoperiodických je zrejme Oortov oblak. Na vysvetlenie toho, prečo sú kométy „vyrušené“ do veľmi eliptických dráh, sa navrhlo veľa modelov. Patria medzi ne priblíženie sa k iným hviezdam pri tom, ako sa Slnko pohybuje po svojej obežnej dráhe Galaxiou; pôsobenie Nemesis – hypotetického sprievodca Slnka; alebo pôsobenie neznámej Planéty X.