Kometa

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 19. května 2022; kontroly vyžadují 7 úprav .
Zleva doprava a shora dolů:
    • Kometa 9P/Tempel ; pořízeno sondou Deep Impact 67 sekund po nárazu do úderníku vypáleného tímto vozidlem;
    • Kometa 67P/Churyumov-Gerasimenko ; pořízená sondou Rosetta ;
    • Kometa 17P/Holmes a její modrý iontový ohon; amatérské foto, pohled dalekohledem;
    • Kometa 81P/Divoká ; natočeno sondou Stardust ;
    • kometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) ; amatérská fotografie;
    • Kometa C/2011 W3 (Lovejoy) ; převzato z ISS .

Kometa (z jiného řeckého κομήτης , komḗtēs  - „chlupatý“, „chlupatý“) je malé nebeské těleso , které obíhá kolem Slunce po velmi protáhlé dráze ve formě kuželosečky . Když se kometa přiblíží ke Slunci , vytvoří komu a někdy i ohon plynu a prachu .

K srpnu 2021 bylo detekováno 6996 komet [1] , které spadají do vnitřní oblasti sluneční soustavy nebo do oblasti planet.

Obecné informace

Dlouhoperiodické komety pravděpodobně dorazí do vnitřní sluneční soustavy z Oortova oblaku , který obsahuje obrovské množství kometárních jader. Tělesa nacházející se na okraji sluneční soustavy se zpravidla skládají z těkavých látek (voda, metan a další plyny), které se při přiblížení ke Slunci vypařují.

Dosud bylo objeveno více než 400 krátkoperiodických komet [2] . Z nich asi 200 bylo pozorováno ve více než jednom průchodu perihéliem . Řada z nich je zařazena do tzv. rodin. Například většina komet s nejkratší periodou (jejich úplná rotace kolem Slunce trvá 3-10 let) tvoří rodinu Jupiterů . O něco menší než rodiny Saturna , Uranu a Neptuna (zejména do té druhé patří slavná kometa Halley ).

Komety přicházející z hlubin vesmíru vypadají jako mlhavé objekty s ohony vlečenými za nimi , někdy dosahujícími délky několika milionů kilometrů. Jádro komety je těleso pevných částic, zahalené v mlžném obalu zvaném koma . Jádro o průměru několika kilometrů může mít kolem sebe kómu o průměru 80 000 km. Proudy slunečního světla vyrážejí částice plynu z kómatu a vrhají je zpět a stahují je do dlouhého kouřového ohonu, který ji následuje vesmírem.

Jasnost komet velmi závisí na jejich vzdálenosti od Slunce. Ze všech komet se jen velmi malá část přibližuje ke Slunci a Zemi natolik, aby byla vidět pouhým okem. Nejpozoruhodnější z nich jsou někdy označovány jako " velké (velké) komety ".

Mnohé z meteorů , které pozorujeme („padající hvězdy“), jsou kometárního původu. Jsou to částice ztracené kometou, které shoří, když vstoupí do atmosféry planet.

Výsledky studia spektra mezihvězdné komety C/2019 Q4 (Borisov) ukazují, že komety v jiných planetárních systémech mohou vznikat v důsledku procesů podobných těm, které vedly ke vzniku komet v Oortově oblaku v sluneční soustava [3] .

Nomenklatura

V průběhu minulých staletí se pravidla pro pojmenovávání komet opakovaně měnila a zpřesňovala. Až do začátku 20. století byla většina komet pojmenována podle roku, kdy byly objeveny, někdy s dalšími objasněními ohledně jasnosti nebo ročního období, pokud toho roku bylo několik komet. Například „ Velká kometa roku 1680 “, „ Velká zářijová kometa roku 1882 “, „Denní kometa roku 1910“ („Velká lednová kometa roku 1910“) .

Poté , co Halley dokázal, že komety z let 1531, 1607 a 1682 byly stejnou kometou, a předpověděl její návrat v roce 1759, stala se tato kometa známá jako Halleyova kometa . Druhou a třetí známou periodickou kometu pojmenovali Encke a Biela na počest vědců, kteří vypočítali jejich dráhy, navzdory skutečnosti, že první kometu pozoroval Méchain a druhou Messier v 18. století. Pozdější periodické komety byly obvykle pojmenovány po svých objevitelích. Komety, které byly pozorovány pouze v jednom průchodu perihélia, byly nadále pojmenovány podle roku výskytu.

Na začátku 20. století, kdy se objevy komet staly častou událostí, byla vyvinuta konvence pojmenovávání komet, která zůstává aktuální dodnes. Kometa dostane své vlastní jméno až poté, co ji objeví tři nezávislí pozorovatelé. V posledních letech bylo mnoho komet objeveno pomocí přístrojů, které slouží velkým týmům vědců; v takových případech jsou komety pojmenovány podle svých přístrojů. Například kometa C/1983 H1 (IRAS - Araki - Alcock) byla nezávisle objevena satelitem IRAS a astronomy Genichi Araki (荒貴 源一) a George Alcock ( anglicky  George Alcock ). V minulosti, pokud jedna skupina astronomů objevila několik komet, bylo k názvům přidáno číslo (ale pouze pro periodické komety), například komety Shoemaker-Levy 1-9. Mnoho komet je nyní každoročně objevováno řadou přístrojů, což činí takový systém nepraktickým. Místo toho se používá speciální systém pojmenování komet.

Před rokem 1994 dostaly komety nejprve časové označení sestávající z roku jejich objevu a malého latinského písmene, které označuje pořadí, ve kterém byly v tomto roce objeveny (například kometa Bennett byla devátou kometou objevenou v roce 1969 a obdržela časové označení 1969i při objevu). Poté, co kometa prošla perihéliem , byla její dráha bezpečně stanovena a kometa získala trvalé označení skládající se z roku průchodu perihelem a římského čísla udávajícího pořadí průchodu perihelia v daném roce. Kometa 1969i tak dostala trvalé označení 1970 II (druhá kometa, která prošla perihéliem v roce 1970).

S rostoucím počtem objevených komet se tento postup stal velmi nepohodlným. V roce 1994 schválila Mezinárodní astronomická unie novou konvenci pojmenování komet. Nyní název komety obsahuje rok objevu, písmeno označující polovinu měsíce, ve kterém k objevu došlo, a číslo objevu v této polovině měsíce. Tento systém je podobný systému používanému pro pojmenování asteroidů . Čtvrtá kometa objevená v druhé polovině února 2006 tak dostává označení 2006 D4. Kometě předchází předpona označující povahu komety. Používají se následující předpony:

Například kometa Hale-Bopp , první kometa objevená v první polovině srpna 1995, byla označena C/1995 O1.

Obvykle po druhém pozorovaném průchodu perihéliem dostávají periodické komety pořadové číslo. Takže Halleyova kometa byla poprvé objevena v roce 1682. Jeho označení v tomto vzhledu podle moderního systému je 1P/1682 Q1.

Ve sluneční soustavě je sedm těles, která jsou jak na seznamu komet, tak na seznamu asteroidů . Jedná se o (2060) Chiron (95P / Chiron), (4015) Wilson - Harrington (107P / Wilson - Harrington), (7968) Elst - Pizarro (133P / Elsta - Pizarro), (60558) Echekl (174P / Ehekl), ( 118401) LINEAR (176P/LINEAR), (323137) 2003 BM 80 ( 282P/2003 BM 80 ) a (300163) 2006 VW 139 ( 288P/2006 VW 139 ).

Struktura komet

Hlavní plynové složky komet [4] [5]

atomy molekul ionty
H H20 _ _ H2O + _ _
Ó Asi 2 H3O + _ _
Z Od 3 OH +
S CN CO +
Na CH CO2 + _
Fe TAK CH +
co HCN CN +
Ni CH3CN _ _
H2CO _ _

Jádro

Jádro je pevná část komety, ve které je soustředěna téměř veškerá její hmota. Jádra komet jsou v současné době pro teleskopická pozorování nepřístupná, protože jsou skryta nepřetržitě se tvořící svítící hmotou.

Podle nejběžnějšího Whippleova modelu je jádro směsí ledu rozptýleného s částicemi meteorické hmoty (teorie „špinavé sněhové koule“). Při takové struktuře se střídají vrstvy zmrzlých plynů s prachovými vrstvami. Jak se plyny zahřívají, vypařují se a nesou s sebou oblaka prachu . To umožňuje vysvětlit vznik plynových a prachových ohonů u komet [6] .

Podle studií provedených za pomoci americké automatické stanice Deep Impact spuštěné v roce 2005 se však jádro skládá z velmi sypkého materiálu a je to hrouda prachu s póry zabírajícími 80 % jeho objemu.

Kóma

Kóma je miskovitá světle zakalená skořápka obklopující jádro, sestávající z plynů a prachu . Obvykle se táhne od 100 tisíc do 1,4 milionu kilometrů od jádra. Lehký tlak může koma deformovat a natáhnout ji v antisolárním směru. Kóma spolu s jádrem tvoří hlavu komety. Nejčastěji se kóma skládá ze tří hlavních částí:

  1. Vnitřní (molekulární, chemické a fotochemické) kóma. Zde probíhají nejintenzivnější fyzikální a chemické procesy.
  2. Viditelné kóma (radikální kóma).
  3. Ultrafialové (atomové) kóma [6] .

Ocas

U jasných komet se při jejich přibližování ke Slunci tvoří „ocas“ – slabý svítící pás, který je v důsledku působení slunečního větru nejčastěji směrován opačným směrem než Slunce. Navzdory skutečnosti, že méně než jedna miliontina hmotnosti komety je soustředěna v ohonu a kómatu , téměř 99,9 % pozorované záře, když kometa prochází oblohou, pochází z těchto plynových formací. Faktem je, že jádro je velmi kompaktní a má nízké albedo (koeficient odrazu) [4] .

Ohony komety se liší délkou a tvarem. Některé komety se táhnou po obloze. Například ohon komety z let 1743-1744 byl dlouhý 20 milionů km. A Velká kometa z roku 1680 (podle moderního systému - C/1680 V1) měla ocas natažený na 240 milionů km [7] . Byly také zaznamenány případy oddělení ohonu od komety ( C/2007 N3 (Lulin) ).

Ohony komet nemají ostré obrysy a jsou prakticky průhledné – jsou přes ně dobře vidět hvězdy – jsou totiž tvořeny z extrémně řídké hmoty (její hustota je mnohem menší než například hustota plynu uvolněného ze zapalovače). Jeho složení je různorodé: plyn nebo nejmenší prachové částice nebo jejich směs. Složení většiny prachových zrn je podobné materiálu asteroidů Sluneční soustavy, což bylo zjištěno jako výsledek studia komety 81P /Wild sondou Stardust [8] . V podstatě jde o „neviditelné nic“: člověk může pozorovat ohony komet jen proto, že svítí plyn a prach. Záře plynu je zároveň spojena s jeho ionizací ultrafialovými paprsky a proudy částic vyvržených ze slunečního povrchu a prach jednoduše rozptyluje sluneční světlo.

Teorii ohonů a tvarů komet vyvinul na konci 19. století ruský astronom Fjodor Bredikhin . Vlastní také klasifikaci ohonů komet, která se používá v moderní astronomii. Bredikhin navrhl, aby byly ohony komet klasifikovány do tří hlavních typů: rovné a úzké, nasměrované přímo ze Slunce; široký a mírně zakřivený, odchylující se od slunce; krátká, silně odkloněná od centrálního svítidla.

Astronomové vysvětlují takové různé formy ohonů komet následovně. Částice, které tvoří komety, mají různé složení a vlastnosti a různě reagují na sluneční záření. Dráhy těchto částic se tak ve vesmíru „rozcházejí“ a ocasy vesmírných cestovatelů nabývají různých tvarů.

Rychlost částice emitované z jádra komety je součtem rychlostí získaných v důsledku působení Slunce - směřuje od Slunce k částici, a rychlosti komety, jejíž vektor je tečný k jeho oběžné dráze, proto částice emitované určitým okamžikem v obecném případě nebudou umístěny na přímce, ale na křivce zvané syndynam . Syndynam bude představovat pozici ohonu komety v daném okamžiku. S oddělenými ostrými emisemi tvoří částice segmenty nebo čáry na syndynamu pod úhlem, který se nazývá synchronní . Jak daleko se bude ohon komety lišit od směru od Slunce ke kometě, závisí na hmotnosti částic a působení Slunce [9] .

Pro sindin je význam stejný, ale pro synchronní je jiný. Tady

 - gravitační přitažlivá síla a síla radiačního tlaku Slunce, které působí na částici.

Někdy mají komety anti  -tail - krátký ohon směřující ke Slunci. Anti-tail je projekce synchronismů tvořených velkými částicemi >10 µm ; pozorováno, když je Země v rovině oběžné dráhy komety.

Studium komet

Lidé vždy projevovali zvláštní zájem o komety. Jejich neobvyklý vzhled a nečekaný vzhled sloužil po mnoho staletí jako zdroj nejrůznějších pověr. Starověcí lidé spojovali výskyt těchto vesmírných těles na obloze se světelným ohonem s hrozícími potížemi a nástupem těžkých časů.

V renesanci , díky v nemalé části k Tycho Brahe , komety získaly status nebeských těles [10] . V roce 1814 předložil Lagrange hypotézu [11] , že ke kometám došlo v důsledku erupcí a výbuchů na planetách, ve 20. století tuto hypotézu vypracoval S. K. Vsekhsvjatsky [12] . Laplace věřil, že komety pocházejí z mezihvězdného prostoru [13] .

Astronomové získali vyčerpávající představu o kometách díky úspěšným „návštěvám“ Halleyovy komety v roce 1986 sondami „Vega-1“ a „Vega-2“ a evropským „ Giotto “. Četné přístroje instalované na těchto vozidlech přenášely na Zemi snímky jádra komety a různé informace o jejím obalu. Ukázalo se, že jádro Halleyovy komety tvoří převážně obyčejný led (s malými inkluzemi oxidu uhličitého a metanového ledu), stejně jako prachové částice. Právě ony tvoří obal komety a jak se přibližuje ke Slunci, některé z nich – pod tlakem slunečních paprsků a slunečního větru – přecházejí do ohonu.

Rozměry jádra Halleyovy komety, jak vědci správně vypočítali, se rovnají několika kilometrům: 14 na délku, 7,5 v příčném směru.

Jádro Halleyovy komety má nepravidelný tvar a otáčí se kolem osy, která, jak naznačil německý astronom Friedrich Bessel (1784-1846), je téměř kolmá k rovině oběžné dráhy komety. Doba rotace se ukázala být 53 hodin – což opět dobře souhlasilo s výpočty astronomů.

V roce 2005 kosmická sonda NASA Deep Impact spustila sondu na kometu Tempel 1 a odeslala snímky jejího povrchu.

V Rusku

Informace o kometách se objevují již ve starých ruských kronikách v Pohádce o minulých letech . Kronikáři věnovali zvláštní pozornost vzhledu komet, protože byly považovány za předzvěsti neštěstí - války, moru atd. V jazyce starověkého Ruska však neexistovaly žádné zvláštní názvy pro komety, protože byly považovány za hvězdy s pohyblivým ocasem . V roce 1066, kdy se popis komety poprvé objevil na stránkách kronik , byl astronomický objekt nazýván „hvězda je velká; hvězda vedla, paprsek imushi je jako krvavý, vycházející večer při západu slunce; hvězdný obraz kopie; hvězda ... vyzařující paprsek, kterým říkám prskavka.

Slovo „kometa“ proniká do ruského jazyka spolu s překlady evropských spisů o kometách. Jeho nejstarší zmínka se nachází ve sbírce "Zlaté korálky" (" Lucidarium ", lat.  Lucidarius ), což je něco jako encyklopedie, která vypráví o světovém řádu. Lucidarius byl přeložen z němčiny na počátku 16. století. Protože to slovo bylo pro ruské čtenáře nové, byl překladatel nucen vysvětlit jej obvyklým názvem "hvězda": "hvězda komity se od sebe odlesňuje jako paprsek." Pojem „kometa“ se však v ruštině pevně usadil v polovině 60. let 17. století, kdy se na obloze nad Evropou skutečně objevily komety. Tato událost vzbudila obrovský zájem o tento fenomén. Z přeložených děl se ruský čtenář dozvěděl, že komety vůbec nejsou jako hvězdy. Postoj ke vzhledu nebeských těles jako znamení se uchoval jak v Rusku, tak v Evropě až do počátku 18. století, kdy se objevily první práce, které popíraly „úžasnou“ povahu komet [14] .

Rozvoj evropských vědeckých poznatků o kometách umožnil ruským vědcům přispět k jejich studiu. Ve druhé polovině 19. století vytvořil astronom Fjodor Bredikhin (1831-1904) kompletní teorii o povaze komet, původu kometárních ohonů a bizarní rozmanitosti jejich tvarů [15] .

Průzkumníci komet

Průzkum vesmíru

Kometa návštěva Poznámky
název Zahajovací rok kosmická loď datum Vzdálenost přiblížení (km)
21P/Giacobini-Zinner 1900 " International Comet Explorer " 1985 7800 rozpětí
Halleyova kometa Podoby jsou známy již od starověku (nejpozději 240 př . n. l. [16] ); periodicita vzhledu byla objevena v roce 1705. " Vega-1 " 1986 8889 Sblížení
Halleyova kometa " Vega-2 " 1986 8030 Sblížení
Halleyova kometa " Suisei " 1986 151 000 Sblížení
Halleyova kometa " Giotto " 1986 596 Sblížení
26P/Grigga - Skjellerupa 1902 " Giotto " 1992 200 Sblížení
19P/Borelli 1904 Hluboký vesmír 1 2001 ? Sblížení
81P/Wilda 1978 " hvězdný prach " 2004 240 Sblížení; návrat vzorků na Zemi
9P/Tempel 1867 " Hluboký dopad " 2005 0 Sblížení; kolize speciálního modulu (úderníka) s jádrem
103P/Hartley 1986 " Hluboký dopad " 2010 700 Sblížení
9P/Tempel 1867 " hvězdný prach " 2011 181 Sblížení
67P/Churyumova — Gerasimenko 1969 " rosetta " 2014 0 Vstup na oběžnou dráhu jako kvazi-satelit ; vůbec první měkké přistání na kometě ( modul Fily )

Plánovaný výzkum

Nejzajímavější výzkum slibuje mise Rosetta Evropské kosmické agentury ke kometě Čurjumov-Gerasimenko , kterou v roce 1969 objevili Klim Čurjumov a Světlana Gerasimenko . Automatická stanice Rosetta byla vypuštěna v roce 2004 a ke kometě dorazila v listopadu 2014, tedy v době, kdy byla daleko od Slunce a její aktivita byla nízká. Rosetta sledovala vývoj aktivity komety v průběhu dvou let a doprovázela ji jako kvazi-satelit ve vzdálenostech 3–300 km od jádra. Poprvé v historii studia komet přistál na jádře lander („ Phyla “), který měl mimo jiné odebírat vzorky půdy a zkoumat je přímo na palubě a také je přenášet na Zemi. fotografie výtrysků plynu unikajícího z jádra komety (modul vědeckého programu byl většinou dokončen, ale právě tyto úkoly se nepodařilo dokončit) [17] .

Komety a Země

Hmotnosti komet v kosmickém měřítku jsou zanedbatelné – asi miliardkrát menší než hmotnost Země a hustota hmoty z jejich ohonů je prakticky nulová. Proto „nebeští hosté“ nijak neovlivňují planety sluneční soustavy. Například v květnu 1910 prošla Země ohonem Halleyovy komety, ale v pohybu naší planety nedošlo k žádné změně.

Na druhou stranu srážka velké komety s planetou může způsobit rozsáhlé následky v atmosféře a magnetosféře planety. Dobrým a poměrně dobře prostudovaným příkladem takové srážky byla srážka trosek z komety Shoemaker-Levy 9 s Jupiterem v červenci 1994.

Pravděpodobnost srážky Země s jádry komet podle výpočtů estonského astronoma Ernsta Epika [4] :

Průměr jádra, km Průměrný interval mezi srážkami, miliony let
0,5–1 1.3
1-2 5.6
2-4 24
4-8 110
8-17 450
> 17 1500

Podle americké astrofyzičky Lisy Randallové docházelo k periodickým hromadným extinkcím v biosféře Země v důsledku srážek s kometami z Oortova oblaku [18] .

Symbol komety

Znak komety ☄ (nemusí být zobrazen v některých prohlížečích) v Unicode je pod desítkovým číslem 9732 nebo šestnáctkovým číslem 2604 a lze jej zadat do HTML kódu jako ☄nebo ☄.

Galerie

Viz také

Poznámky

Komentáře
  1. ↑ Popis souboru obsahuje vysvětlení NASA, proč nelze tento snímek získat jedinou expozicí.
Prameny
  1. ↑ Wm. Robert Johnston. Známé populace  objektů sluneční soustavy . Johnstonův archiv (1. září 2021). Získáno 2. února 2022. Archivováno z originálu dne 4. ledna 2022.
  2. ↑ Systém HORIZONY . Získáno 26. června 2020. Archivováno z originálu dne 20. srpna 2011.
  3. ↑ Gran Telescopio Canarias (GTC) získává viditelné spektrum C/2019 Q4 (Borisov), první potvrzená mezihvězdná kometa Archivováno 16. září 2019 na Wayback Machine , září. 14, 2019
  4. ↑ 1 2 3 Kometa archivována 10. září 2017 na Wayback Machine | Encyklopedie "Kolem světa"
  5. ↑ Gnedin Yu. N. Astronomická pozorování komety století: nové, neočekávané výsledky . Astronet . Staženo 5. 5. 2017. Archivováno z originálu 10. 9. 2017.
  6. ↑ 1 2 Malá tělesa sluneční soustavy . Projekt průzkumu sluneční soustavy. Získáno 19. dubna 2013. Archivováno z originálu 15. května 2013.
  7. ↑ Vsekhsvyatsky S. K. Komety // Dětská encyklopedie pro střední a starší věk . Svazek 2. Zemská kůra a útroby Země. Svět nebeských těles. / ed. svazky V. A. Kasimenka. - 1 ed. - M . : Nakladatelství Akademie pedagogických věd SSSR, 1959. - S. 399. - 544 s.
  8. ↑ Hledači Stardust získají neočekávaný materiál archivován 28. ledna 2008 na Wayback Machine // membrana.ru )
  9. ↑ Tsesevich V.P. § 51. Komety a jejich pozorování // Co a jak pozorovat na obloze. - 6. vyd. - M .: Science , 1984. - S. 168-173. — 304 s.
  10. ↑ G. Ranzini - Atlante dell'universo. / Per. z italštiny. G. Semjonová. — M.: Eksmo, 2009. — S. 88.
  11. ↑ Lagrange JL Sur l'origine des cometes  // Additions à la Connaissance des Temps. - 1814. - S. 211-218 .
  12. ↑ Silkin B.I. Ve světě mnoha měsíců. - M .: Nauka , 1982. - S. 108-109. — 208 s. — 150 000 výtisků.
  13. ↑ Kazimirchak-Polonskaya EI Velké planety jako výkonné transformátory kometárních drah  // Pohyb, evoluce drah a vznik komet / editovali GA Chebotarev, EI Kazimirchak-Polonskaya, BG Marsden . - Springer Science & Business Media, 2012. - S. 392 .
  14. ↑ Shamin S. M. Historie výskytu slova "kometa" v ruském jazyce // I. I. Sreznevsky and Russian historic lingvistika: K 200. výročí narození I. I. Sreznevsky: sborník článků Mezinárodní vědecké konference, 26. září- 28 2012 / rev. vyd. I. M. Sheina, O. V. Nikitin; Rjazaňská státní univerzita S. A. Yesenina. Rjazaň, 2012, s. 366-372.
  15. ↑ Dětská encyklopedie „Svět nebeských těles. Čísla a figury. - Hlava. vyd. A. I. Markushevich  - M .: Pedagogika, Moskva, 1972. - S. 187.
  16. ↑ Stephenson FR, Yau KKC Pozorování Halleyovy komety na Dálném východě: 240 př. n. l. až 1368 n. l.  //  Journal of the British Interplanetary Society. - 1985. - Květen ( sv. 38 ). - S. 195-216 . — ISSN 0007-084X .
  17. ↑ Rosetta Mission Archived 2. května 2013 na Wayback Machine na  webu ESA
  18. ↑ Randall, 2016 , str. 314.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
 Komety
Struktura
Typy
Seznamy
viz také
 Průzkum komet kosmickou lodí
Létání na velkou vzdálenost
Létání blízko jádra
Sbírání a odesílání částic na Zemihvězdný prach
Přistávací vozidla
Objevy komet
Komety navštívené kosmickou lodí
  • 1P/Halley
  • 9P/Tempel
  • 19P/Borelli
  • 21P/Giacobini-Zinner
  • 26P/Grigga - Skjellerupa
  • 67P/Churyumova — Gerasimenko
  • 81P/Wilda
  • 103P/Hartley