Gwiazdozbiory i galaktyki

GWIAZDOZBIORY

Już w starożytności ludzie wyróżniali ugrupowania jasnych gwiazd, łącząc poszczególne gwiazdy w figury zwane gwiazdozbiorami. Pierwsze gwiazdozbiory były prostymi, dowolnie wybranymi układami gwiazd, które starożytne cywilizacje przyoblekały w kształty bogów, zwierząt i mitycznych bohaterów. Używane dziś gwiazdozbiory wywodzą się z listy 48 znanych starożytnym Grekom, którzy odziedziczyli część po Babilończykach. Obecnie, zgodnie z podziałem przyjętym przez Międzynarodową Unię Astronomiczną w 1930 roku, na niebie wyróżnia się 88 obszarów, z których każdy stanowi jeden gwiazdozbiór. Gwiazdy należące do jednego gwiazdozbioru wydają się znajdować blisko siebie w jednej płaszczyźnie, lecz w rzeczywistości leżą one w różnych odległościach.
Z Ziemi wydaje się, że gwiazdy są przytwierdzone do wewnętrznej strony sfery, zwanej sferą niebieską, która pozornie obraca się wokół Ziemi, ze wschodu na zachód, dokonując obrotu w ciągu 24 godzin. Do określania położenia gwiazd w sferze niebieskiej służy siatka współrzędnych, zwanych rektascencją i deklinacją. Mapy nieba powstają przez zrzutowanie sfery niebieskiej na płaszczyznę. Widoma wielkość gwiazdowa określa jasność ciała niebieskiego widzianą z Ziemi i służy do wyrażania różnic w jasności gwiazd. Mierzenie jasności zapoczątkował grecki astronom Hipparch, który w II wieku p.n.e. przypisał gwiazdom wielkości od 1 do 6. Jego skala wielkości gwiazdowych została później rozszerzona tak, aby obejmowała zarówno obiekty jaśniejsze, jak i słabsze. Choć gwiazdy danego gwiazdozbioru zdają się leżeć w jednej płaszczyźnie, w rzeczywistości znajdują się one w różnych odległościach od Ziemi. Gdybyśmy mogli przyjrzeć się Orionowi pod innym kątem, ujrzelibyśmy gwiazdy w zupełnie innej konfiguracji.

88 GWIAZDOZBIORÓW:

Nazwa Skrót Nazwa Półkula łacińska polska północna (N)
południowa (S)
Andromeda And Andromeda N
Antlia Ant Pompa S
Apus Aps Rajski Ptak S
Aquarius Aqr Wodnik S
Aquila Aql Orzeł NS
Ara Ara Ołtarz S
Aries Ari Baran N
Auriga Aur Woźnica N
Boötes Boo Wolarz N
Caelum Cae Rylec S
Camelopardalis Cam Żyrafa N
Cancer Cnc Rak N
Canes Venatici CVn Psy Gończe N
Canis Major CMa Wielki Pies S
Canis Minor CMi Mały Pies N
Capricornus Car Koziorożec S
Carina Car Kil S
Cassiopeia Cas Kasjopea N
Centaurus Cen Centaur S
Cepheus Cep Cefeusz N
Cetus Cet Wieloryb NS
Chamaeleon Cha Kameleon S
Circinus Cir Cyrkiel S
Columba Col Gołąb S
Coma Berenices Com Warkocz N Bereniki
Corona Australis CrA Korona S Południowa
Corona Borealis CrB Korona N Północna
Corvus Crv Kruk S
Crater Crt Puchar S
Crux Cru Krzyż Południa S
Cygnus Cyg Łabędź N
Delphinus Del Delfin N
Dorado Dor Złota Ryba S
Draco Dra Smok N
Equuleus Equ źrebię N
Eridanus Eri Erydan S
Fornax For Piec S
Gemini Gem Bliźnięta N
Grus Gru Żuraw S
Hercules Her Herkules N
Horologium Hor Zegar S
Hydra Hya Hydra NS
Hydrus Hyi Wąż Morski S
Indus Ind Indianin S
Lacerta Lac Jaszczurka N
Leo Leo Lew N
Leo Minor LMi Mały Lew N
Lepus Lep Zając S
Libra Lib Waga S
Lupus Lup Wilk S
Lynx Lyn Ryś N
Lyra Lyr Lira N
Mensa Men Góra Stołowa S
Microscopium Mic Mikroskop S
Monoceros Mon Jednorożec NS
Musca Mus Mucha S
Norma Nor Węgielnica S
Octans Oct Oktant S
Ophiuchus Oph Wężownik NS
Orion Ori Orion NS
Pavo Pav Paw S
Pegasus Peg Pegaz N
Perseus Per Perseusz N
Phoenix Phe Feniks S
Pictor Pic Malarz S
Pisces Psc Ryby N
Piscis Austrinus PsA Ryba S Południowa
Puppis Pup Rufa S
Pyxis Pyx Kompas S
Reticulum Ret Sieć S
Sagitta Sge Strzała N
Sagittarius Sgr Strzelec S
Scorpius Sco Skorpion S
Sculptor Scl Rzeźbiarz S
Scutum Sct Tarcza S
Serpens Ser Wąż NS
Sextans Sex Sekstans NS
Taurus Tau Byk N
Telescopium Tel Teleskop S
Triangulum Tri Trójkąt N
Triangulum TrA Trójkąt S
Australe Południowy
Tucana Tuc Tukan S
Ursa Major UMa Wielka N Niedźwiedzica
Ursa Minor UMi Mała N Niedźwiedzica
Vela Vel Żagiel S
Virgo Vir Panna NS
Volans Vol Ryba Latająca S
Vulpecula Vul Lisek N


GŁÓWNE GWIAZDOZBIORY

Niektóre gwiazdozbiory łatwiej rozpoznać od innych ze względu na charakterystyczne układy jasnych gwiazd. Najlepsze przykłady to Orion, należący do najjaśniejszych gwiazdozbiorów na całym niebie, oraz Wielka Niedźwiedzica, zawierające układ siedmiu gwiazd, znany pod nazwą Wielkiego Wóz, który od dawna używany jest jako doskonały punkt orientacyjny przez astronomów i nawigatorów. Z półkuli północnej ludzie widzą północny biegun niebieski, przy którym bezpośrednio znajduje się Gwiazda Polarna. W odróżnieniu od innych gwiazd, nie przesuwa się ona pozornie po niebie w miarę, jak Ziemia obraca się dookoła swej osi. Wokół Gwiazdy Polarnej leżą gwiazdozbiory Małej i Wielkiej Niedźwiedzicy. Mieszkańcy półkuli południowej widzą południowy biegun sfery niebieskiej. W jego pobliżu nie ma żadnej jasnej gwiazdy, niemniej można go odszukać przy pomocy Krzyża Południa, który choć stanowi najmniejszy gwiazdozbiór, jest bardzo charakterystyczny i dobrze widoczny - nawet na jasnym tle południowego odcinka Drogi Mlecznej.
Gdy Ziemia krąży wokół Słońca, Słońce pozornie przesuwa się po niebie. Drogę, którą „pokonuje” w ciągu roku, nazywamy ekliptyką, natomiast pas nieba, rozciągający się na szerokość 9o po obu stronach ekliptyki, to zodiak. W starożytności podzielono zodiak na 12 gwiazdozbiorów, by przy ich pomocy mierzyć czas; obecnie w zodiaku leży też 13 gwiazdozbiór – Wężownik. Mówimy, że Słońce „przebywa” w Byku na przełomie maja i czerwca.


GWIAZDY SUPERNOWE, PULSARY I CZARNE DZIURY

Gwiazdy supernowe pojawiają się na niebie niespodziewanie. Dotychczas niczym nie wyróżniająca się, słabo świecąca gwiazda zwiększa swą jasność o kilkanaście wielkości gwiazdowych (jej moc promieniowania wzrasta ponad milion razy), stając się często na okres kilku tygodni najjaśniejszą gwiazdą na niebie. Niektóre gwiazdy supernowe były tak jasne, że widziano je w dzień! W kronikach historycznych znajdujemy zapisy o takich gwiazdach. Były one obserwowane w 1054, 1572 i 1604 roku. Wybuchy gwiazd supernowych są obserwowane kilka razy w roku w różnych częściach Wszechświata, ale na ogół gwiazdy te znajdują się tak daleko, że nawet w największych teleskopach są z trudem dostrzegane.
Wybuch gwiazdy supernowej to ostatni etap życia gwiazdy. Wskutek reakcji termojądrowych (zachodzących nieprzerwanie przez kilka miliardów lat), we wnętrzu gwiazdy utworzyło się jądro, składające się w znacznej części z żelaza i niklu. Czasami zdarza się jednak, że utworzone kuliste jądro ma tak dużą masę, iż pod wpływem sił grawitacji zaczyna się gwałtownie kurczyć, jak balonik, z którego gwałtownie wypuszczamy powietrze. Proces ten zachodzi niezwykle szybko i po zaledwie kilkudziesięciu sekundach jądro olbrzymiej gwiazdy przypomina kulę o średnicy kilku kilometrów. Na jądro zaczynają opadać (znowu pod wpływem grawitacji) wyżej położone warstwy gazu. Powstałe jądro ma właściwości kuli idealnie sprężystej. Nic więc dziwnego, że opadająca materia gwiazdowa natychmiast się odbija i zderza z następnymi opadającymi warstwami. W ten sposób dochodzi do niewyobrażalnie wielkiej eksplozji, w której blisko 90% materii gwiazdy zostaje bardzo gwałtownie odrzucona. W trakcie tej eksplozji powstaje gigantyczna ilość energii (to właśnie obserwujemy jako gwałtowne pojaśnienie gwiazdy), dzięki której jest możliwe powstanie wielu pierwiastków cięższych od żelaza: m.in. srebra, platyny i złota.
Materia odrzucona w trakcie wybuchu gwiazdy supernowej szybko się oddala, odsłaniając jądro gwiazdy o skrajnie dużej gęstości (1018kg*m-3) i temperaturze około miliona stopni. Jądro bardzo szybko się obraca, niekiedy nawet kilkaset razy w ciągu sekundy, a ponadto jest źródłem promieniowania radiowego, które dochodzi do nas w formie „pulsów” radiowych, przypominających błyski latarni morskiej. Stąd nazwa tego obiektu- pulsar. Pierwszy pulsar został odkryty w 1967 roku. Do najbardziej znanych należy pulsar znajdujący się w środku mgławicy „Krab”, pozostałość po wybuchu gwiazdy supernowej z 1054 roku. W 1991 roku polski astronom Aleksander Wolszczan odkrył, że pulsar oznaczony symbolem 1257+12 obiegają trzy planety. Na razie trudno wytłumaczyć, jak doszło do powstania tych planet. Jedno jest pewne: panują tam warunki (m.in. wysoka temperatura) całkowicie wykluczające istnienie życia.
Po gwieździe, która wybuchła jako supernowa, pozostaje zapadające się jądro. Jeśli jego masa przekracza 3 masy Słońca, siła grawitacji jest w stanie przezwyciężyć wszelki opór materii. Teoria przewiduje, że jądro zapada się do punktu o zerowej objętości, lecz nieskończonej gęstości, który nosi nazwę osobliwości. Pole grawitacyjne osobliwości jest tak silne, że przestrzeń wokół niej ulega zakrzywieniu, tworząc obiekt zwany czarną dziurą, z której nic, nawet światło, nie może się wydostać.


GALAKTYKI I ICH RODZAJE

Galaktyka stanowi zbiorowisko gwiazd oraz materii gazowo-pyłowej utrzymywane siłami grawitacji. Najmniejsze galaktyki mają średnicę kilkuset lat świetlnych i zawierają około 100 000 gwiazd; największe – o średnicy do 3 milionów lat świetlnych – zawierają powyżej biliona gwiazd. Galaktyki klasyfikowane są na podstawie kształtu według systemu wprowadzonego przez amerykańskiego astronoma, Edwina Hubble'a (1889-1953). Na temat ewolucji galaktyk wciąż wiemy niewiele, poza faktem, iż powstały one wiele miliardów lat temu jako olbrzymie, rotujące obłoki gazowo-pyłowe.
Galaktyki nieregularne nie wykazują regularnego kształtu lub struktury. Zazwyczaj mają masę mniejszą od innych galaktyk i zawierają głównie młode gwiazdy o dużej jasności. Chociaż występują w nich świecące obłoki gazowe, w których powstają gwiazdy, większość gazu i pyłu nie uległo dotąd kondensacji w gwiazdy. Galaktyki nieregularne stanowią zaledwie 5 procent wśród 1000 najjaśniejszych galaktyk, tym niemniej około jednej czwartej znanych galaktyk należy do tego typu.
Galaktyki spiralne posiadają ramiona układające się spiralnie wokół centralnego wybrzuszenia. Tworzą one dysk obracający się wraz z jądrem. Najmłodsze gwiazdy występują w niezbyt gęsto upakowanych ramionach; nieco starsze zgrupowane są w gęstym jądrze, podczas gdy najstarsze tworzą rzadką sferyczną otoczkę (halo) wokół dysku. Ramiona zawierają także duże ilości materii gazowo-pyłowej, która nie uległa jeszcze przekształceniu w gwiazdy.
W galaktykach spiralnych z poprzeczką centralne wybrzuszenie jest podłużne i ma kształt belki, z której końców wychodzą ramiona spiralne. Niektórzy uczeni sądzą, że tak właśnie wygląda nasza Galaktyka. Kształty galaktyk spiralnych, z poprzeczką i bez, są rozmaite; w jednych pokaźne wybrzuszenia otoczone są przez ciasno nawinięte ramiona, w innych niewielkie wybrzuszenia zakończone są luźnymi ramionami. W przeszłości galaktyki spiralne z poprzeczką klasyfikowano jako odrębny typ. Obecnie astronomowie skłonni są uważać je za podgrupę galaktyk spiralnych.
Co do galaktyk eliptycznych ich kształt waha się od elipsoidalnego (przypominającego piłkę do rugby) do sferycznego. W odróżnieniu od innych galaktyk, w których obserwujemy pył odbijający błękitne światło gorących, młodych gwiazd, galaktyki eliptyczne mają barwę żółtawą, ponieważ proces powstawania gwiazd uległ w nich zakończeniu i prawie cały blask pochodzi od starych, czerwonych olbrzymów. Ze znanych dotychczas galaktyk zarówno te o najmniejszej, jak i o największej masie, są galaktykami eliptycznymi.
Niektóre z obiektów nie będących gwiazdami, jak galaktyki i mgławice, mają nazwy własne, lecz większość posiada jedynie oznaczenia liczbowe. W 1774 roku francuski astronom Charles Messier (1730-1817) opublikował katalog 45 takich obiektów, uzupełniając go przez następne 10 lat. Każdy obiekt w jego katalogu oznaczony jest literą M (od „Messier”) i numerem. Tysiące innych obiektów znanych jest pod numerami NGC (skrót od New General Catalogue - Nowy katalog powszechny), przypisanymi im przez duńskiego astronoma Johanna Ludwiga Emila Dreyera (1852-1926).
Różne galaktyki emitują różne ilości promieniowania elektromagnetycznego, które oprócz światła widzialnego może przybierać postać promieni rentgenowskich lub fal radiowych. Galaktyki aktywne emitują tak dużo energii, że jej źródła nie można upatrywać tylko w gwiazdach. Podejrzenie pada na zwarte obiekty o ogromnej masie, znajdujące się w jądrach galaktyk. Uczeni sądzą, że tkwią tam czarne dziury – jedyne obiekty, zdolne wyzwolić takie ilości energii. Być może w galaktykach o względnie niskim poziomie emisji energii, jak nasza Galaktyka, owa czarna dziura w jądrze jest mała.


GROMADY GALAKTYK

Większość galaktyk należy do gromad, czyli grup galaktyk powiązanych siłami oddziaływania grawitacyjnego. Nasza Galaktyka wchodzi w skład niewielkiej gromady o nieregularnych kształtach, zwanej Układem Lokalnym. Gromady nieregularne liczą od kilku do kilku tysięcy galaktyk różnych typów, natomiast gromady regularne, o mniej więcej kulistym kształcie, skupiają co najmniej 1000 gęsto upakowanych galaktyk, w większości eliptycznych. Nawet przy tak gęstym upakowaniu galaktyki odległe są o setki tysięcy lat świetlnych. Sąsiednie gromady tworzą większe struktury, zwane supergromadami.
Droga Mleczna wchodzi w skład małej gromady, liczącej około 30 galaktyk, zwanej Układem Lokalnym. Nie występuje w niej element centralny. Największe pod względem rozmiarów i masy galaktyki – nasza Galaktyka i M31 w Andromedzie – stanowią ośrodki dwóch podgrup. Nieco mniejsze są: galaktyka spiralna M33 i Wielki Obłok Magellana. Do Układu Lokalnego należą też małe galaktyki nieregularne i eliptyczne o niskiej jasności. Niewykluczone, że zawiera on też galaktyki zbyt słabe, by można je było zaobserwować.
Supergromady grupujące gromady galaktyk, należą do największych struktur we Wszechświecie. Typowa supergromada zawiera około 10 gęstych gromad ułożonych w kształt wijącego się pasma czy też włókna o długości dochodzącej do 100 milionów lat świetlnych. Między takimi włóknami występują olbrzymie puste przestrzenie. Nasza gromada, Układ Lokalny, wchodzi w skład Supergromady Lokalnej, liczącej kilkaset gromad.


DROGA MLECZNA NASZĄ GALAKTYKĄ

Droga Mleczna jest to blade pasmo światła przecinające nocne niebo, złożone z gwiazd leżących w płaszczyźnie naszej Galaktyki. Droga Mleczna to także nazwa naszej Galaktyki. Jest to galaktyka spiralna o średnicy około 100 tysięcy lat świetlnych, zawierająca co najmniej 100 miliardów gwiazd. Słońce jest położone na jednym z jej spiralnych ramion, około 25 tysięcy lat świetlnych od centrum.
Najgęstsza część Drogi Mlecznej, w kierunku centrum Galaktyki, leży w gwiazdozbiorze Strzela. Drogę Mleczną Przerywają miejscami pasma ciemnego pyłu, takie jak mgławica Worka Węglowego w gwiazdozbiorze Krzyża Południa, które przesłaniają światło dalszych gwiazd. Większość Galaktyki to pusta przestrzeń, z gwiazdami rozsianymi tak rzadko, jak garść piasku na powierzchni Wysp Brytyjskich. Jeśli gwiazdy miałyby wielkość ziarenek piasku, to nasza Galaktyka miałaby średnicę 40 tysięcy km, czyli byłaby około 3 razy większa od Ziemi.
Starożytnym Grekom Droga Mleczna kojarzyła się z postacią Herkulesa. Ojcem tego słynnego bohatera był sam Zeus, a matką Alkmena. Zeus bardzo chciał, aby jego syn był nieśmiertelny. To jednak mogło nastąpić tylko wtedy, gdyby Herkules zdołał ową nieśmiertelność wyssać z mlekiem bogini Hery, ale ta nie chciała do tego dopuścić, gdyż nienawidziła przyszłego bohatera. Zeus jednak wykorzystał chwilę, gdy Hera głęboko zasnęła i przystawił do jej piersi małego Herkulesa. Dziecko gwałtownie zaczęło ssać, czym obudziło boginię, a ta rozgniewana gwałtownie je odepchnęła. Jednak było już za późno. Herkules zdobył nieśmiertelność, a nadmiar mleka Hery trysnął wysoko w niebo, pozostawiając ślad w postaci Drogi Mlecznej. Nieco inaczej wyobrażali sobie Drogę Mleczną dawni Litwini. To po niej jeździł Wielki Wóz zwany wozem Anielskim.


METEORY A METEORYTY

Meteory to pyłki lub bryły skalne o rozmiarach do kilku metrów, poruszające się w przestrzeni kosmicznej po orbicie eliptycznej wokół Słońca. Niektóre z nich mogą uderzyć w atmosferę ziemską, wywołując błysk światła na niebie, popularnie zwany spadającą gwiazdą. Spowodowany jest on wejściem meteoru w atmosferę z szybkością ponad 70km/s i jego spaleniem (całkowitym lub częściowym) wskutek tarcia na wysokości około 100 km. Sądzi się, że meteory powstają w wyniku rozpadu planetoid po zderzeniach. Formalnie biorąc, pomiędzy meteorami a planetoidami nie ma właściwie żadnej ściśle określonej różnicy, poza tym, że termin planetoida jest zarezerwowany dla większych obiektów, a meteory mogą mieć nawet rozmiar pyłku lub kamyka. Jeśli spadną na Ziemię to ich pozostałości nazywane są meteorytami.
Kilka razy w roku Ziemia napotyka chmury pyłu pozostawione przez komety, które powodują powstawanie roju lub deszczu meteorytów. Spada on pozornie z jednego punktu na niebie i stąd właśnie wywodzi się jego nazwa: pojawiający się w sierpniu rój Perseidów nadchodzi z kierunku gwiazdozbioru Perseusza. Wyjątkowo jasny meteor nazywany jest kulą ognistą. Większość meteorytów nie jest większa od ziarnka piasku. Co roku Ziemia przechwytuje około 16 000 ton materiału pochodzącego z meteorów.
Co dnia w atmosferze ziemskiej spala się ponad milion widocznych tylko przez teleskop i ponad 500 tysięcy meteorów widocznych gołym okiem. Przeciętnie biorąc, codziennie pojawiają się trzy lub cztery meteory o wadze około 4,5 kg każdy, ale na Ziemię spada tylko ułamek ich masy. Raz na miesiąc pojawia się meteor ważący 5 ton, lecz do powierzchni Ziemi dolatuje nie więcej niż 450 kg. 50-tonowy meteor pojawia się raz na 30 lat, 250-tonowy – raz na 150 lat, a meteor o wadze 50 tysięcy ton – raz na 10 tysięcy lat. Mała planetoida o średnicy kilku kilometrów zjawia się raz na 50 milionów lat.
Meteoryty to kawałki skał lub metalu pochodzące z kosmosu, które spadają na powierzchnię Ziemi, Księżyca czy innego ciała niebieskiego. Uważa się, że większość meteorytów to odłamki planetoid, chociaż niektóre z nich mogą być odłamkami głów komet. Większość meteorytów jest kamienna, ale niektóre składają się z żelaza, a nieliczne z stanowią połączenie kamienia i żelaza. Meteoryty pozwalają nam poznać skład ciał Układu Słonecznego. Mogą one też mieć skład podobny do jądra i płaszcza Ziemi, których nie możemy bezpośrednio zbadać.
Co roku w Ziemię uderza tysiące meteorytów, ale większość z nich spada na odludne tereny i nigdy nie zostaje znaleziona. Największy ze znanych meteorytów składa się z kamienia i waży 60 ton; leży on tam, gdzie spadł w czasach prehistorycznych: w Grootfontein w Namibii. Upadek meteorytów jest hamowany przez atmosferę ziemską, ale jeśli poruszają się one wystarczająco szybko, to w miejscu ich upadku może powstać krater. Krater Meteorytowy w Arizonie w, o średnicy 1200 m i głębokości 200 m, powstał w wyniku uderzenia meteorytu około 50 tysięcy lat temu.
Meteoryty niejednokrotnie spadały na terytorium Polski. Najbardziej znany jest meteoryt pułtuski, którego upadek obserwowano 30 stycznia 1868 roku. Szacuje się, że mógł ważyć około 9 ton, a jego pozostałości znajdowano na obszarze 130 km2. Największy „polski” meteoryt znaleziono w 1958 roku we wsi Morasko koło Poznania. Jego masa wynosi 78 kg.


KOMETY

Kometa jest to małe oblodzone ciało poruszające się po orbicie wokół Słońca, zazwyczaj na wysokiej, eliptycznej trajektorii. Kometa składa się z środkowego jądra o szerokości paru kilometrów oraz gazowo-pyłowej otoczki. Jest podobna do brudnej kuli śnieżnej, ponieważ zawiera głównie lód pomieszany z pyłem. Gdy kometa zbliża się do Słońca, jądro ogrzewa się, wyzwalają się gazy i pył, który tworzy zniekształcone, przecinkowe rozrzedzenie wokół jądra o szerokości 100 tysięcy kilometrów. Gaz i pył wypływają z przecinkowego zniekształcenia, żeby utworzyć jeden lub więcej ogonów komety, które mogą rozciągać się na miliony kilometrów. Przypuszcza się, że komety utworzyły się przy narodzinach Układu Słonecznego. Efekt grawitacyjny przemieszczających się gwiazd spycha pewną ich liczbę w kierunku Słońca, gdzie stają się ewentualnie widoczne z Ziemi. Większość komet wykonuje ruch wahadłowy wokół Słońca i powraca do odległej przestrzeni, nigdy nie będąc widzialnymi przez tysiące lub miliony lat. Niektóre, zwane periodycznymi kometami, zmieniają swoje orbity w wyniku oddziaływania grawitacji planet tak, że ukazują się ponownie co 200 lat lub mniej. Z około 800 komet, których orbity obliczono, około 160 to komety periodyczne. Najjaśniejsza jest kometa Halleya. Jednym z najkrótszych jest okres komety Encke, która swoją orbitę wokół Słońca obiega w 3,3 roku. Tuzin lub więcej komet jest odkrywanych każdego roku, przy czym kilka przez astronomów amatorów.
Większość komet pochodzi z chmury Öpika–Oorta - olbrzymiego sferycznego obszaru o średnicy ponad 200 000 jednostek astronomicznych, rozciągającego się wokół części planetarnej Układu Słonecznego. Przyjmuje się, że liczy ona około 10 bilionów komet, o łącznej masie odpowiadającej trzykrotnej masie Ziemi. Wewnątrz znajduje się pas Kuipera - mniejszy obszar zawierający podgrupę komet. Chmury Öpika-Oorta ani nie zaobserwowano bezpośrednio, ani nie udowodniono teoretycznie jej istnienia. Jednak z analizy parametrów komet i ich orbit można wnioskować, że chmura istnieje rzeczywiście, a należące do niej komety okrążają Słońce po mocno wydłużonych orbitach, zbliżając się do Słońca nie bardziej niż na odległość 50 jednostek astronomicznych. Zdarza się wszakże, iż ruch komety zostaje zakłócony przez oddziaływanie grawitacyjne mijanych gwiazd lub planet. Gdy to nastąpi, jej trajektoria ulega zmianie i nowa orbita może przebiegać znacznie bliżej Słońca.