Redigerer Halleys komet (avsnitt)

== Struktur og sammensetning ==
[[Fil:Halley 1986 by ESO gpo 1386002-cc.jpg|thumb|left|Halleys komet med sin [[Komethale|hale]].{{Byline|[[Det europeiske sørobservatorium|ESO]]}}]]
''[[Giotto (romsonde)|Giotto]]''- og ''[[Vega-programmet|Vega]]''-programmene ga planetologer de første bildene av Halleys overflate og struktur. Som alle andre kometer, begynner de volatile sammensetningene – de med lavt kokepunkt, slik som vann, [[karbonmonoksid]], [[karbondioksid]] og andre [[volatiler|iser]] – å [[sublimasjon|sublimere]] fra overflaten av kjernen når Halley nærmer seg solen.{{Sfn|Brandt|2003}} Dette fører til at kometen utvikler en [[Kometkoma|koma]], eller atmosfære, opp til {{Formatnum:100000}}&nbsp;km på tvers.{{Sfn|Astronomical Society of the Pacific|1986}} Fordampingen av denne skitne isen frigjør [[Støv (verdensrommet)|støvpartikler]], som ferdes bort fra kjernen sammen med gassen. Gassmolekylene i komaen absorberer sollyset før den utstråler den på nytt i ulike bølgelengder – et fenomen kjent som [[fluorescens]] – mens støvpartikler [[Spredning|sprer]] sollyset. Begge prosessene gjør at komaen blir synlig.{{Sfn|Delehanty}}

Når en andel av gassmolekylene i komaen er blitt [[ionisering|ionisert]] av solens [[ultrafiolett stråling|ultrafiolette stråling]],{{Sfn|Delehanty}} blir ionene i komaen trukket av [[solvind]]en – en strøm av ladde partikler utstrålt fra solen – til en lang [[komethale|hale]] som kan strekke seg over mer enn 100&nbsp;millioner kilometer ut i rommet.{{Sfn|Brandt|2003}}{{Sfn|Crovisier|Encrenaz|2000|s=7–16}} Endringer solvindens strøm kan føre til at halen mister forbindelsen til kjernen.{{Sfn|Mendis|1988|s=11–49}}

Til tross for den enorme størrelsen på komaen, er Halleys kjerne relativt liten; knappe 15&nbsp;km lang, 8&nbsp;km bred og kanskje 8&nbsp;km tykk. I form kan den minne litt om en [[peanøtt]].{{Sfn|Astronomical Society of the Pacific|1986}} Massen er relativt lav (omtrent 2,2{{E|14}}&nbsp;kg){{Sfn|Cevolani|Bortolotti|Hadjuk|1987|s=587–591}} og den gjennomsnittlige tettheten er rundt 0,6&nbsp;g/cm³, noe som indikerer at den stort sett består av mindre deler, som holdes sammen meget løst, og danner en struktur omtalt som en steinhaug.{{Sfn|Sagadeev|Elyasberg|Moroz|1988|s=240–242}} 

Bakkebaserte observasjoner av komaens lysstyrke antyder at Halleys [[rotasjonsperiode]] var ca. 7,4&nbsp;dager. Bilder tatt fra ulike romsonder, sammen med observasjoner av jetstrømmene og skallet, antyder en periode på 52&nbsp;timer.{{Sfn|Keller|Britt|Buratti|Thomas|2005|s=211–222}} Gitt kjernens irregulære form, er Halleys rotasjon sannsynligvis kompleks.{{Sfn|Brandt|2003}} Selv om bare 25 % av Halleys overflate ble avbildet i detalj under forbiflyvningene, avslørte bildene en ekstremt variert topografi med åser, fjell, rygger, forsenkninger, og minst ett krater.{{Sfn|Keller|Britt|Buratti|Thomas|2005|s=211–222}}

Halle er den mest aktive av alle de periodiske kometene. Andre, slik som [[Enckes komet|Enckes]] og [[Holmes komet]], viser aktivitet én eller to størrelsesordener svakere.{{Sfn|Keller|Britt|Buratti|Thomas|2005|s=211–222}} Dagsiden – den som vender mot solen – er langt mer aktiv enn nattsiden. Observasjoner gjort med romfartøyer viste at gassene som ble sendt ut fra kjernen bestod av 80 % vann, 17 % karbonmonoksid og 3–4 % karbondioksid,{{Sfn|Woods|Feldman|Dymond|Sahnow|1986|s=436–438}} og med spor av hydrokarboner.{{Sfn|Chyba|Sagan|1987|s=350–353}} Nyere kilder gir imidlertid en verdi på 10 % for karbonmonoksid og inkluderes også spor av [[metan]] og [[ammoniakk]].{{Sfn|ESA|2006}}

Støvpartiklene ble funnet å primært være en blanding av karbon-hydrogen-oksygen-nitrogen (CHON – ''carbon-hydrogen-oxygen-nitrogen''), sammensetninger som er vanlige i det ytre solsystemet, og silikater – slike som finnes i terrestriske bergarter.{{Sfn|Brandt|2003}} Støvpartiklene avtok i størrelse helt ned til grensen for oppdagelse (~0,001&nbsp;µm).{{Sfn|Mendis|1988|s=11–49}} Forholdet mellom [[deuterium]] og [[hydrogen]] i vannet fra Halley var opprinnelig antatt å ligne det som finnes i havene på jorden, noe som da kunne antyde at Halley-type-kometer kunne ha brakt vannet til jorden i fjern fortid. Senere observasjoner viste at Halleys deuterium-forhold er langt høyere enn det som er tilfellet i havene på jorden, og derfor er slike kometer neppe kilder til vannet på jorden.{{Sfn|Brandt|2003}}

''Giotto'' ga de første bevisene som støttet [[Fred Lawrence Whipple|Fred Whipples]] hypotese om «skitne snøballer» for kometens sammensetning. Whipple postulerte at kometer er isete objekter som varmes opp av solen når de kommer til det [[Solsystemet#Det indre solsystemet|indre solsystemet]], og at isen på overflaten sublimerer (endres direkte fra fast tilstand til gassform) og sender jetstrømmer av volatile materialer utover og danner en koma. ''Giotto'' viste at denne teorien stort sett var korrekt,{{Sfn|Brandt|2003}} dog med noen endringer. Halleys [[albedo]], for eksempel, er 4 %. Det betyr at den bare reflekterer 4 % av sollyset som treffer den – omtrent det man forventer for kull.{{Sfn|Weaver|Feldman|A'Hearn|Arpigny|1997|s=1900–1904}} Dermed er Halleys komet i realiteten beksvart, til tross for at den fremstår som klar og hvit for observatører på jorden.

Temperaturen på den «skitne isen» som fordamper fra overflaten varierer fra {{Konverter|170|K|°C}} ved høyere albedo til {{Konverter|220|K|°C}} ved lav albedo. [[Vega&nbsp;1]] fant at Halleys overflatetemperatur var i området {{Konverter|300|til|400|K|°C}}. Dette antydet at bare 10 % av Halleys overflate var aktiv og at en stor del av den var innpakket i et lag av mørkt støv, som holdt på varmen.{{Sfn|Mendis|1988|s=11–49}} Sammen antydet disse observasjonene at Halley faktisk primært bestod av ikke-volatile materialer, og dermed mer lignet en «snøete skittball» enn en «skitten snøball».{{Sfn|Keller|Britt|Buratti|Thomas|2005|s=211–222}}{{Sfn|Dick|2005}}