Comet ดาวหาง

Comet ดาวหาง

ดาวหาง คอื วัตถุชนิดหน่งึ ในระบบสรุ ิยะทโี่ คจรรอบดวงอาทติ ย มีสว นที่ระเหดิ เปน แกส เม่ือเขา ใกลดวงอาทิตย ทําใหเ กดิ ชั้นฝนุ และแกส ทฝี่ า มวั ลอมรอบ และทอดเหยยี ดออกไปภายนอกจนดูเหมอื นหาง ซึ่งเปน ปรากฏการณจ ากการแผร ังสีของดวงอาทติ ยไปบนนิวเคลยี สของดาวหาง นิวเคลียสหรือใจกลาง ดาวหางเปน \"กอนหมิ ะสกปรก\" ประกอบดวยนํ้าแข็ง คารบอนไดออกไซด มีเทน แอมโมเนีย และมีฝุนกับ หินแขง็ ปะปนอยูด วยกัน มขี นาดเสน ผานศนู ยก ลางต้งั แตไ มกี่กโิ ลเมตรไปจนถงึ หลายสิบกิโลเมตร คาบการโคจรของดาวหางมคี วามยาวนานแตกตางกันไดห ลายแบบ ตงั้ แตค าบโคจรเพยี งไมก่ปี  คาบ โคจร 50-100 ป จนถงึ หลายรอยหรือหลายพนั ป เชื่อวาดาวหางบางดวงเคยผานเขา มาในใจกลาง ระบบสรุ ยิ ะเพียงคร้งั เดยี ว แลว เหวีย่ งตวั เองออกไปสูอวกาศระหวางดาว ดาวหางที่มีคาบการโคจรสัน้ นัน้ เชื่อวา แตเ ดมิ เปนสวนหน่งึ อยใู นแถบไคเปอรทอ่ี ยูเลยวงโคจรของดาวเนปจูนออกไป สวนดาวหางทม่ี ีคาบ การโคจรยาวอาจมาจากแหลง อื่น ๆ ท่ไี กลจากดวงอาทติ ยของเรามาก เชนในกลมุ เมฆออรตซง่ึ ประกอบดว ยเศษซากทหี่ ลงเหลืออยูจากการบีบอัดตัวของเนบวิ ลา ดาวหางเหลา นไี้ ดร ับแรงโนมถว งรบกวน จากดาวเคราะหร อบนอก (กรณีของวัตถุในแถบไคเปอร) จากดวงดาวอื่นใกลเคยี ง (กรณีของวัตถุในกลุม เมฆออรต ) หรอื จากการชนกัน ทําใหมนั เคลื่อนเขา มาใกลดวงอาทติ ย ดาวเคราะหน อ ยมกี าํ เนดิ จาก กระบวนการที่ตา งไปจากน้ี อยางไรกด็ ี ดาวหางท่มี อี ายุเกาแกม ากจนกระทั่งสว นทีส่ ามารถระเหดิ เปนแกส ไดส ญู สลายไปจนหมดกอ็ าจมีสภาพคลา ยคลงึ กับดาวเคราะหน อ ยกไ็ ด เชอื่ วาดาวเคราะหน อยใกลโ ลก หลายดวงเคยเปนดาวหางมากอ น

นับถงึ เดอื นพฤษภาคม ค.ศ. 2009 มีรายงานการคนพบดาวหางแลว 3,648 ดวง ในจาํ นวนนห้ี ลายรอยดวงเปน ดาวหางคาบส้นั การคนพบยัง คงมีอยางตอเนอื่ ง ซึ่งสว นที่คนพบแลว เปนแคเศษเส้ยี วเพยี งเลก็ นอ ย ของจาํ นวนดาวหางทั้งหมดเทานน้ั วัตถอุ วกาศทม่ี ีลกั ษณะคลา ยกบั ดาวหางในระบบสรุ ยิ ะรอบนอกอาจมีจาํ นวนมากกวา หนง่ึ ลานลา นชิ้น ดาวหางท่สี ามารถมองเหน็ ไดดวยตาเปลา มีปรากฏโดยเฉล่ียอยางนอยป ละหนงึ่ ดวง ในจํานวนนห้ี ลายดวงมองเหน็ ไดเ พียงจาง ๆ เทา นนั้ ดาวหางทส่ี วางมากจนสามารถสงั เกตเหน็ ดว ยตาเปลาไดโดยงา ย มกั เรยี กวา ดาวหางใหญ(great comet) นอกจากนย้ี ังมีดาวหางประเภท เฉยี ดดวงอาทิตย ซ่ึงมักจะแตกสลายเม่ือเขา ใกลด วงอาทติ ยมาก ๆ อันเปนผลจากแรงโนม ถวงมหาศาล เปนทีม่ าของฝนดาวตกตาง ๆ และ ดาวหางอกี จํานวนนบั พันดวงทีม่ ีวงโคจรไมเ สถียร

ประวตั ขิ องดาวหาง ชื่อและสัญลกั ษณ์ คาํ วา \"ดาวหาง\" มที มี่ าจากลักษณะปรากฏคลายหางสตั ว ชื่อภาษาองั กฤษ comet มี รากศพั ทจากภาษาละตินวา (กรกี : κομήτης cometes) ซึ่งมาจากคาํ ภาษากรกี komē มีความ หมายวา \"เสน ผมจากศรี ษะ\" อรสิ โตเติลเปน คนแรกที่ใชช อ่ื komētēs กับดาวหาง เพ่ือบรรยาย วา มันเปน \"ดาวทม่ี ีผม\" สัญลักษณทางดาราศาสตรสาํ หรบั ดาวหางคือ (☄) ซ่ึงเปนภาพวาด แผน กลมกับเสน หางยาว ๆ เหมอื นเสนผม ภาษาจนี ญีป่ ุน เกาหลี ฯลฯ เรียก \"ดาวไมกวาด\" (อกั ษรจีน: 彗星) เพราะรูปรางของมนั คลา ยไมกวาดบา น

วงโคจรและตน้ กาํ เนิด ดาวหางมีคาบการโคจรที่แตกตางกนั หลายแบบ นับต้งั แตค าบ โคจรเพยี งไมก ่ปี  ไปจนถึงหลายรอ ยหรือหลายพันป ขณะท่ีดาวหาง บางดวงเชอ่ื วา ผา นเขา มาถึงระบบสรุ ิยะช้นั ในเพยี งคร้งั เดยี วเทาน้ัน กอนจะเหวีย่ งตัวเองออกไปสูหวงอวกาศระหวา งดาว เช่ือกนั วา ดาวหางคาบสนั้ มตี น กาํ เนิดมาจากแถบไคเปอรหรือแถบหนิ กระจาย ซ่งึ อยไู กลออกไปจากวงโคจรของดาวเนปจนู ดาวหางคาบยาวมา จากหว งอวกาศทไี่ กลกวา นัน้ เชน จากกลมุ เมฆนาํ้ แข็งซึ่ง ประกอบดว ยชิน้ สว นเศษซากทห่ี ลงเหลอื อยูหลังจากการรวมตัวกนั ของเนบวิ ลาสุริยะ เมฆเหลาน้เี รียกวา เมฆออรต ซ่งึ ตง้ั ช่อื ตามนัก ดาราศาสตร แจน ออรต เมฆออรต อยใู นระยะทีไ่ กลออกไปจากแถบ ไคเปอร ดาวหางเหว่ียงตวั เองจากขอบนอกของระบบสรุ ยิ ะเขา มา หาดวงอาทิตยไ ดเนือ่ งจากผลกระทบจากแรงโนม ถวงอันยุง เหยิงของ บรรดาดาวเคราะหรอบนอก (ในกรณขี องวัตถจุ ากแถบไคเปอร) หรอื จากดาวฤกษอ่ืนใกลเ คยี ง (ในกรณขี องวัตถจุ ากเมฆออรต)หรอื เปน ผลจากการกระทบกนั เองระหวางวัตถุในยานเหลา น้ี

เมฆออรตอยใู นระยะทไี่ กลออกไปจากแถบไคเปอร ดาวหางเหว่ยี งตัวเองจากขอบนอกของระบบสุริยะ เขามาหาดวงอาทิตยไดเนอื่ งจากผลกระทบจากแรงโนม ถว งอันยุง เหยงิ ของบรรดาดาวเคราะหรอบนอก (ในกรณีของวัตถุจากแถบไคเปอร) หรอื จากดาวฤกษอนื่ ใกลเ คยี ง (ในกรณีของวตั ถจุ ากเมฆออรต) หรอื เปน ผลจากการกระทบกนั เองระหวางวัตถใุ นยา นเหลานี้ ดาวหางแตกตา งจากดาวเคราะหนอย โดยสามารถสังเกตไดจากโคมา และหาง แมวา ดาวหางทเี่ กา แก มาก ๆ จะสญู เสียความสามารถในการระเหยของธาตุในตัวไปจนหมด ทาํ ใหมีลักษณะคลายคลึงกับ ดาวเคราะหนอ ย ทั้งนี้ เชอื่ กนั วา ดาวเคราะหน อ ยมกี ําเนิดทแี่ ตกตา งไปจากกาํ เนิดของดาวหาง เพราะ ดาวเคราะหนอยนา จะกอตวั อยใู นบริเวณระบบสุริยะช้นั ใน มิไดม าจากสว นนอกของระบบสุรยิ ะแตจ ากการ คน พบไมน านมาน้ี ทาํ ใหก ารแยกแยะระหวา งดาวเคราะหน อยกับดาวหางไมช ัดเจนนัก นับถึงเดอื นพฤษภาคม ค.ศ. 2005 มีรายงานการคนพบดาวหางแลว จาํ นวน 3,648 ดวง ในจาํ นวนน้ี 1,500 ดวงเปนดาวหางเฉยี ดดวงอาทิตยต ระกลู ครอทซ และประมาณ 400 ดวงเปน ดาวหางคาบสนั้ ตวั เลขน้ี ยงั คงเพ่มิ ขนึ้ เรอื่ ย ๆ อยางไรกด็ ี นี่แสดงใหเ หน็ ถึงจํานวนประชากรเพียงสวนเลก็ นอ ยของจํานวนดาวหาง ทงั้ หมดเทาน้ัน วตั ถุคลายดาวหางทง้ั หมดที่มีในระบบสุริยะช้นั นอกนาจะมีอยเู ปนจํานวนลา นลานดวง จํานวนดาวหางทส่ี ามารถมองเห็นไดดวยตาเปลาเฉลย่ี แลว มีประมาณปละ 1 ดวง แมวา สว นมากจะคอนขา ง จางแสงมากและไมสวยงามนา ชม เมอื่ มกี ารพบดาวหางสวา งมากหรือสวยงามโดดเดน ในประวตั ศิ าสตร ซง่ึ มผี มู องเหน็ เปนจาํ นวนมาก ๆ มกั จะเรียกดาวหางเหลาน้นั วา ดาวหางใหญ

ลกั ษณะทางกายภาพ ลกั ษณะทางกายภาพของดาวหางสามารถแบง ออกไดเ ปน 3 สวน คือ สวน นวิ เคลียส โคมา และหาง นวิ เคลียสของดาวหางมขี นาดตง้ั แต 0.5 กโิ ลเมตรไปจนถงึ 50 กโิ ลเมตร ประกอบไปดว ยหนิ แขง็ ฝนุ นํ้าแขง็ และแกส แขง็ เชน คารบ อนมอนอกไซด คารบ อนไดออกไซด มเี ทน และแอมโมเนีย องคป ระกอบน้ีมักนิยมเรยี กกันวา \"กอ นหมิ ะสกปรก\" แมจ ากการสังเกตเม่ือไมน านมาน้พี บวาพืน้ ผวิ ของดาวหาง น้นั แหงและเปน พน้ื หิน สนั นษิ ฐานวากอ นน้าํ แขง็ ซอนอยใู ตเ ปลอื ก ในดาวหางยังมีสารประกอบอนิ ทรียปรากฏอยูด วย นอกเหนือจากแกส หลายชนิดดงั กลา วขางตน แลว ยัง มเี มทานอล ไฮโดรเจนไซยาไนด ฟอรม ัลดไี ฮด เอทานอล และอีเทน บางทกี ็มโี มเลกุลทีซ่ ับซอ นมากขนึ้ เชน สารประกอบไฮโดรคารบอนหวงโซย าว และกรดอะมโิ น นอกจากนจี้ ากการศกึ ษาดาวหางในยานความถ่ี อัลตราไวโอเลต พบวา มชี ้นั ของไฮโดรเจนหอหมุ ดาวหางอกี ชั้นหน่ึง ไฮโดรเจนเหลาน้ีเกิดจากไอนา้ํ ทแ่ี ตก ตัวอนั เนื่องมาจากรงั สจี ากดวงอาทิตย นิวเคลยี สของดาวหางมรี ูปรางบดิ เบย้ี วไมเ ปน ทรง เพราะมันไมมมี วล (ซึ่งแปรผนั กับแรงโนมถว ง) มากพอท่ีจะกลายเปน ทรงกลมได

ในระบบสุริยะรอบนอก ดาวหางจะคงสภาพแชแ ข็งและไมสามารถสงั เกตไดจากโลกหรอื สงั เกตได ยากมาก เนือ่ งจากมันมขี นาดเลก็ มาก (แตก ม็ ีนิวเคลียสดาวหางบางดวงในแถบไคเปอรท่สี ามารถมองเหน็ ได เมอื่ ดาวหางเคลือ่ นเขามาสรู ะบบสรุ ยิ ะรอบใน ใกลดวงอาทิตยมากข้ึน ความรอนจากดวงอาทิตยจ ะ ทาํ ใหน ํา้ แข็งและแกสแขง็ ระเหิดเปน ไอ และปลอยแกส ออกมาเกาะกลุม กับฝนุ ผงในอวกาศกลายเปน มาน ทรงกลมขนาดมหึมาลอ มรอบนวิ เคลยี ส เรยี กวา โคมา ซ่งึ โคมา อาจมีขนาดเสน ผา นศนู ยก ลางถึงหลาย ลานกิโลเมตรกไ็ ด แรงดนั จากรังสีท่แี ผจากดวงอาทติ ยและลมสุริยะจะกระทาํ ตอโคมา นี้ ทาํ ใหเกิดเปน ละอองขนาดใหญลากยาวออกไปเปนหาง ในทศิ ทางตรงกันขา มกับดวงอาทติ ย กระแสฝนุ และแกส ทําใหเ กดิ \"หาง\" ในรูปแบบท่แี ตกตางกัน คอื หางแกส หรือ หางพลาสมา หรอื หางไอออน ประกอบดวยไอออน และโมเลกลุ ทีส่ องสวางโดยการเรืองแสง ถกู ผลกั ออกไปโดยสนาม แมเ หลก็ ในลมสุริยะ ดงั นัน้ ความผนั แปรของลมสุริยะจงึ มผี ลตอการเปล่ยี นรูปรา งของหางแกส ดวย หาง แกส จะอยใู นระนาบวงโคจรของดาวหาง และชี้ไปในทิศเกอื บตรงขา มดวงอาทิตยพ อดี หางอีกชนดิ หน่งึ คือ หางฝนุ ประกอบดว ยฝนุ หรืออนภุ าคอืน่ ๆ ที่เปน กลางทางไฟฟา ถูกผลักออกจากดาวหางดว ยแรงดัน จากการแผร ังสี กลายเปนหางท่มี รี ูปทรงหอโคง ไปดา นหลัง ในขณะทดี่ าวหางเขาใกลด วงอาทติ ย หาง ของมันอาจยาวไดถ ึงหลายรอยลา นกิโลเมตร ความยาวของหางแกสเคยบันทกึ ไดสูงสดุ มากกวา 1 หนว ยดาราศาสตร (ประมาณ 150 ลา นกิโลเมตร)

ทัง้ โคมา และหางจะเรอื งแสงไดจ ากดวงอาทิตย และสามารถมองเห็นไดจ ากโลกเมือ่ ดาวหางเคลอ่ื น เขา มาสรู ะบบสรุ ยิ ะชน้ั ใน ฝนุ สะทอนแสงอาทิตยไดโดยตรง ขณะทีก่ ลุมแกสเรืองแสงไดด ว ยการแตกตวั เปนไอออน ดาวหางสวนใหญจะมีความสวางเพยี งจาง ๆ ซงึ่ จะมองเหน็ ไดโ ดยใชกลอ งโทรทรรศน แตก ็มี ดาวหางจาํ นวนหน่งึ ที่มีความสวา งพอจะมองเห็นไดดว ยตาเปลา ผานเขา มาใกลท ุก ๆ ทศวรรษ บางครงั้ ก็ มกี ารระเบดิ ใหญขน้ึ แบบฉับพลันในกลมุ แกสและฝุน ทําใหขนาดของโคมาขยายตัวขึ้นมากชว่ั ขณะหนึง่ เหตกุ ารณนีเ้ คยเกดิ ข้ึนในป พ.ศ. 2550 กับดาวหางโฮมส ขอมลู ที่นาพศิ วงคอื นิวเคลยี สของดาวหางนับเปน วัตถุอวกาศท่มี ดื ทสี่ ดุ พวกหนึ่งในบรรดาวัตถุใน ระบบสรุ ิยะ ยานจอตโตพบวา นวิ เคลยี สของดาวหางฮลั เลยมีความสามารถสะทอนแสงเพียง 4% เทา น้ัน สว นยานดีปสเปซ 1 พบวา พืน้ ผิวของดาวหางโบรเ รลลีสามารถสะทอ นแสงไดร าว 2.4 ถงึ 3% ขณะทพี่ ื้น ผิวยางมะตอยสามารถสะทอ นแสงได 7% คาดกนั วา สารประกอบอินทรียอ ันซับซอนของนวิ เคลียสเหลา นั้นเปน วสั ดทุ มี่ พี นื้ ผวิ มืด ความรอ นจากแสงอาทติ ยทาํ ใหอ งคประกอบท่ีระเหยงา ยกลายเปน ไอหายไป เหลอื แตส ารประกอบอินทรียแบบหว งโซยาวซึ่งเปน สสารมดื เหมอื นอยา งน้าํ มนั ดนิ หรือนํ้ามนั ดบิ พน้ื ผวิ ท่ี มืดของดาวหางทาํ ใหม นั สามารถดูดซบั ความรอ นไดด ีและยิง่ ระเหิดไดง ายขึ้น

ในป พ.ศ. 2539 มีการคน พบวาดาวหางปลดปลอยรังสีเอกซออกมาดว ย ซง่ึ ทาํ ใหเ หลานกั วิจัยพากนั ประหลาดใจ เพราะไมเ คยคาดกันมากอนวาจะมีการปลอ ยรงั สีเอกซจากดาวหาง เช่อื วารงั สีเอกซเกิดจาก ปฏิกิริยาระหวางดาวหางกบั ลมสุริยะ ขณะท่ีประจไุ ฟฟาศักยสูงเคลือ่ นผา นบรรยากาศรอบดาวหางแลวเกดิ ปะทะกบั อะตอมและโมเลกุลของดาวหาง ในการปะทะนนั้ ไอออนไดจ บั กบั อิเล็กตรอนจาํ นวนหน่ึง แลว ปลอยรังสเี อกซรวมถงึ โฟตอนทค่ี วามถ่ีระดับอัลตราไวโอเลตไกล ลกั ษณะของวงโคจร ดาวหางสว นใหญมวี งโคจรเปนวงรีทีเ่ รยี วมาก ๆ โดยมปี ลายขางหนง่ึ ของวงรเี ขา ใกลดวงอาทติ ย สว น ปลายอีกขางหน่ึงทอดไกลออกไปยงั ดา นนอกของระบบสุริยะ สามารถแบงประเภทของดาวหางไดเปน กลมุ ตามคาบการโคจร ยง่ิ ดาวหางมคี าบการโคจรยาวเทา ใด รูปวงรีกจ็ ะยงิ่ เรยี วมากขึน้ ดาวหางคาบสน้ั (Short-period comets) เปน ดาวหางที่มีคาบการโคจรรอบดวงอาทิตยน อยกวา 200 ป โดยท่ัวไปมกั มีระนาบวงโคจรใกลเคียงกับระนาบสรุ ิยวิถี และเคลอื่ นท่ีไปในทศิ ทางเดียวกับดาวเคราะห จุด ปลายของวงรีอีกดานทีไ่ กลจากดวงอาทิตยทส่ี ุดมักอยใู นแถบของดาวเคราะหรอบนอกของระบบสรุ ยิ ะ (ตัง้ แตด าวพฤหสั บดีออกไป) ตัวอยา งเชน ดาวหางฮลั เลยม จี ุดไกลทส่ี ดุ จากดวงอาทติ ยอ ยูในบริเวณวง โคจรของดาวเนปจนู สวนดาวหางที่มคี าบโคจรสั้นกวา นั้นเชน ดาวหางเองเคอ (Comet Encke) มีจดุ ไกล ท่สี ุดเพยี งไมเกินวงโคจรของดาวพฤหัสบดี ดาวหางคาบสน้ั สามารถแบง ไดเปน 2 กลุม คอื กลุมดาว พฤหัสบดี (คาบโคจรไมเ กิน 20 ป) และกลุมดาวหางฮัลเลย (คาบโคจรระหวาง 20 ถงึ 200 ป)

ดาวหางคาบยาว (Long-period comets) มคี วามรขี องวงโคจรมากกวา และมคี าบโคจรต้ังแต 200 ป ขน้ึ ไปจนถงึ หลายพันหรือหลายลา นป (ตามนยิ ามแลว ดาวหางเหลา นจ้ี ะตอ งยังคงอยูภายใตแรงโนม ถว ง ของดวงอาทิตย ดาวหางทถ่ี กู ดดี ออกจากระบบสรุ ยิ ะหลังจากเคลอ่ื นผานดาวเคราะหขนาดใหญจะไมนับ วาเปนดาวหางที่มี \"คาบโคจร\" อกี ตอ ไป) จดุ ปลายของวงรดี านที่ไกลจากดวงอาทิตยจะอยูน อกเขตแดน ดาวเคราะหรอบนอกออกไปอกี และระนาบโคจรของดาวหางกลุมน้ีอาจไมอ ยูในระนาบเดยี วกับสรุ ิยวถิ ี ก็ได ดาวหางแบบปรากฏคร้ังเดียว (Single-apparition comets) มลี กั ษณะคลายคลึงกบั ดาวหางคาบยาว แตม กั มีเสน ทางแบบพาราโบลาหรอื ไฮเพอรโบลา ทําใหม นั ผานเขามาในระบบสุรยิ ะเพียงครงั้ เดียว นักวชิ าการบางคนใชคาํ วา \"ดาวหางรายคาบ\" (Periodic comet) สําหรบั ดาวหางใด ๆ ทม่ี วี งโคจร เปน วงรี (ไดแกทั้งดาวหางคาบสั้นและดาวหางคาบยาว) แตบ างคนกน็ ับแตเพียงดาวหางคาบส้ันเทา น้ัน ใน ทาํ นองเดียวกัน แมคาํ วา \"ดาวหางแบบไมม ีคาบ\" (non-periodic comet) จะมคี วามหมายเดียวกบั ดาวหาง แบบปรากฏครงั้ เดยี ว แตนักวิชาการบางคนกใ็ ชใ นความหมายรวมถงึ ดาวหางคาบยาว หรอื คาบยาวนาน กวา 200 ปด ว ย ในระยะหลังมีการคนพบแถบดาวหางหลกั (Main-belt comets) ซงึ่ ทําใหเ กดิ การแบง ประเภทเพิ่มข้ึนอีกหนง่ึ ชนิด ดาวหางในกลมุ น้ีมวี งโคจรคอ นขางกลมมากกวากลมุ อืน่ ๆ ในระยะเดียวกัน กบั แถบดาวเคราะหน อย

เม่ือดูจากลักษณะของวงโคจร เชอ่ื กนั วา ดาวหางคาบสนั้ นาจะมตี น กาํ เนิดมาจากแถบไคเปอรซงึ่ อยู ในหว งอวกาศแถบวงโคจรของดาวเนปจูน สว นดาวหางคาบยาวนา จะมาจากแหลงทไ่ี กลกวา นัน้ เชน ใน กลมุ เมฆออรต (ต้ังช่ือตามนกั ดาราศาสตรช าวเนเธอรแ ลนด เจน เฮนดรกิ ออรต ผูคน พบ) เช่อื กนั วา มี วัตถลุ ักษณะคลายดาวหางจํานวนมากโคจรรอบดวงอาทติ ยเปนวงเกือบกลมในระยะวงโคจรราว ๆ นั้นอยู แลว แตอ ิทธพิ ลจากแรงโนม ถวงของดาวเคราะหร อบนอก (กรณีแถบไคเปอร) หรอื แรงโนม ถวงจากดวง ดาวอน่ื (กรณกี ลมุ เมฆออรต) อาจสงผลโดยบงั เอญิ ทําใหว ัตถอุ วกาศในเขตน้นั เปล่ียนวงโคจรกลายเปน วงรแี ละเคลอ่ื นเขา หาดวงอาทติ ย จนกลายมาเปนดาวหางทีเ่ รามองเห็น แตท วา การปรากฏของดาวหาง ใหม ๆ ตามสมมตุ ิฐานขอนยี้ งั ไมอาจคาดการณได วงโคจรอันเปน วงรีทําใหดาวหางผา นเขาไปใกลด าวเคราะหข นาดใหญบ อ ยครงั้ ทาํ ใหว งโคจรของ ดาวหางบิดเพย้ี นไป ดาวหางคาบสั้นมักมจี ดุ ปลายสุดของวงโคจรดานไกลดวงอาทิตยอยูในรศั มีวงโคจร ของดาวเคราะหข นาดใหญ เชนดาวพฤหสั บดี ซ่ึงมีมวลรวมมากกวาดาวเคราะหที่เหลอื ทัง้ หมดรวมกัน ใน บางคร้งั ดาวหางคาบยาวก็อาจถูกแรงโนม ถวงรบกวนเสน ทางโคจรจนทําใหกลายมาเปนดาวหางคาบสน้ั ได (ดาวหางฮัลเลยอ าจเปนตวั อยา งหน่ึงของกรณีนี้)

การเฝา สังเกตการณในยคุ แรกไมคอยพบดาวหางทมี่ ีวงโคจรแบบไฮเพอรโบลา (หรอื ดาวหางแบบ ไมม คี าบ) แตไมมดี าวหางดวงใดจะรอดพนแรงโนม ถวงรบกวนจากดาวพฤหัสบดไี ปได หากดาวหาง เคล่อื นไปในหว งอวกาศระหวางดาว มันจะตองเคลอ่ื นทไ่ี ปดวยความเร็วในระดบั เดยี วกับความเรว็ สัมพทั ธข องดาวทอ่ี ยใู กลดวงอาทิตย (ระดบั หลายสิบกโิ ลเมตรตอ วินาที) เมอื่ วัตถเุ หลานน้ั เขามาใน ระบบสุริยะกม็ ักจะมีวิถโี คจรเปน แบบไฮเพอรโ บลา จากการคาํ นวณอยา งหยาบ ๆ พบวา จะมีดาวหางทีม่ ี วงโคจรแบบไฮเพอรโบลาเกิดขึน้ ประมาณศตวรรษละส่ีดวง ปจจุบนั ดาวหางรายคาบทค่ี นพบในศตวรรษที่แลวจํานวนหนึ่งได \"สูญหายไป\" แตวงโคจรของมนั เทา ท่ตี รวจวดั ยงั ไมล ะเอยี ดดีพอสาํ หรบั ทํานายการปรากฏตวั ในอนาคต อยา งไรก็ดี มกี ารคนพบ \"ดาวหางใหม\" บางดวง และเมือ่ คาํ นวณวงโคจรของมันแลว อาจเปนไปไดวามันคือดาวหางเกา ท่ี \"สูญ หายไป\" น่ันเอง ตวั อยางเชนดาวหางเทมเพล-ซวิฟท-ลีเนียร ซ่งึ คนพบในป พ.ศ. 2412 (ค.ศ. 1869) แตไม สามารถสังเกตการณไดอ กี หลงั จากป พ.ศ. 2451 เนื่องจากการรบกวนวงโคจรของดาวพฤหัสบดี กลบั มา ปรากฏตวั อกี คร้งั โดยบังเอิญโดยโครงการลเี นียร (LINEAR; Lincoln Laboratory Near-Earth Asteroid Research project : โครงการความรวมมอื ระหวา งกองทัพอากาศสหรัฐฯ, นาซา และเอ็มไอที) ในป พ.ศ. 2544

จดุ จบของดาวหาง โดยทั่วไปเมอ่ื ดาวหางโคจรรอบดวงอาทติ ยไ ปนานเขา องคป ระกอบในนิวเคลียสท่ีระเหิดงา ยจะคอ ย ๆ ระเหดิ หายไปจนหมด ดาวหางอาจสลายตวั กลายเปน ฝุนผง หรอื กลายเปน เศษซากกอนหนิ ดํามดื มีสภาพ คลายกับดาวเคราะหน อ ย ดาวหางบางดวงกแ็ ตกออกเปน เส่ยี ง ๆ ตวั อยา งเชน ดาวหางชวาสมานน-วัค มานน 3 ที่แตกเปน เสีย่ งเมื่อป พ.ศ. 2549 การแตกกระจายของดาวหางเกิดไดจ ากแรงโนม ถวงมหาศาลจาก ดวงอาทิตยหรือดาวเคราะหขนาดใหญ ทําใหเกดิ \"การระเบิด\" ขององคป ระกอบที่ระเหดิ ได หรอื อาจเกดิ จากสาเหตุอ่นื ทย่ี งั ไมม คี าํ อธิบายที่ชดั เจน ดาวหางบางดวงมจี ดุ จบทีอ่ ลังการกวานน้ั เชนพุงไปตกบนดวงอาทิตย หรอื พุงเขา ชนดาวเคราะห หรอื วตั ถอุ วกาศอน่ื ๆ เช่อื กนั วา เหตุการณท่ีดาวหางพงุ ชนดาวเคราะหหรือดวงจนั ทรเกิดข้ึนเปนปกติมา นานแลวในชวงเร่ิมตน ของระบบสุริยะ หลุมบอขนาดใหญมากมายบนดวงจันทรก ็สันนษิ ฐานวา เกิดจาก การพงุ ชนของดาวหาง การพุงชนของดาวหางครั้งลา สุดเกิดข้นึ เม่ือป พ.ศ. 2537 เม่ือดาวหางชูเมกเกอร- เลวี 9 แตกเปน เส่ียงๆ แลวพงุ เขาชนดาวพฤหสั บดี

ดาวหางและดาวเคราะหนอยหลายดวงเคยพงุ ชนโลกเมื่อ ยคุ เริม่ แรก นักวทิ ยาศาสตรจ าํ นวนมากเช่อื วา การที่ดาวหาง มากมายพงุ ชนโลกในวัยเยาว (เมอ่ื ประมาณ 4 พนั ลา นปกอน) นาํ พานํา้ จาํ นวนมหาศาลซ่งึ ปจ จบุ นั กลายเปนมหาสมุทรทป่ี กคลุม ผิวโลก แตน กั วจิ ยั บางคนยังต้งั ขอ สงสัยตอทฤษฎนี ี้ การตรวจพบ โมเลกลุ อินทรียบ นดาวหางทาํ ใหเ กิดแนวคิดขึ้นวา ดาวหางหรือ ดาวตกอาจเปนตวั นํา ชีวิต มายังโลก ปจจุบันมีดาวหางจํานวน มากท่มี วี งโคจรเขา ใกลโ ลก แตก ระน้ันโอกาสทโ่ี ลกจะถกู ชนดวย ดาวเคราะหนอ ยยังมคี วามเปน ไปไดม ากกวา นอกจากนี้ยังมีแนวคดิ วา นานมาแลวดาวหางอาจเคยพุง ชน ดวงจนั ทร ทําใหเกิดน้ําปรมิ าณมากบนดวงจนั ทรของโลก ซ่งึ ปจจุบนั อาจหลงเหลอื อยูในรปู ของน้ําแขง็ บนดวงจนั ทร