Saturnuksen massainen eksoplaneetta kiertää TWA7-tähteä

KAK – James Webb avaruusteleskoopilla on havaittu tähden TWA 7 (CE Antilae) kiertoradalta noin Saturnuksen massainen eksoplaneetta. Webbin MIRI-koronagrafissa peitettiin tähden kirkas valo, joka muutoin peittäisi alleen kirkkaimmatkin eksoplaneetat. Pettämällä tähti, voidaan valottaa kuvaa riittävän kauan, että jotta tähteä paljon himmeämmät planeetat kiertoradoilla tulevat näkyviin kuvissa. Tutkijat kutsuvat tätä menetelmää korkean kontrastin kuvantamiseksi. Tiettävästi tämä on ensimmäinen kerta, kun Webbiä on käytetty tällä tavoin menestyksekkäästi.

TWA 7-tähti on peitetty ja näkyy kuvassa mustana kiekkona. Eksoplaneetta TWA 7b on merkitty kuvaan (CC#1) ja bgd Star on taustalle oleva tähti. Kohteen bgd galaxy:n (taustalla oleva galaksi) pohjoispuolella (ylhäällä) oleva kirkastuma on kuvaan syntynyt artefakti, eikä ole todellinen kohde. Kuva Lagrange & All.

Planeetta, TWA 7b, kiertää tähteään noin 52 au:n etäisyydellä jäännöskiekossa omassa aukossaan. Planeettojen on arveltu syntyvän tähtien muodostumisen aikana niiden ympärille syntyneestä protoplanetaarisesta kiekosta (protoplanetary disks). Alkuvaiheessaan kiekko koostuu kaasuista ja pölystä. Planeettojen muodostuminen kuitenkin poistaa kiekosta kaasua ja pölykin muodostuu pienemmiksi tai isommiksi kappaleiksi (planetesimals). Myöhemmin isompien kappaleiden keskinäiset törmäykset tuottavat kiekkoon jonkin verran pölyä.

Kiekkoon syntyy aukkoja ja renkaita, jotka ovat liittyvät planeettojen syntyyn ja olemassaoloon. Planeetat voivat olla liian pienimassaisia näkyäkseen nykytekniikalla mutta teknisen kehityksen myötä havaintolaitteemme tulevat herkemmiksi ja niiden erotuskyky paranee, joten ne ennen pitkään havaitaan. Näin kävi tässäkin tapauksessa, tähden TWA 7 ympäriltä oli havaittu jo aikaisemmin jäännöskiekko mm. Hubblen Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer (NICMOS) -laitteella.

Tällaista myöhemmän vaiheen kiekkoa kutsutaan jäännöskiekoksi (debris disks). Syntyneet planeetat muokkaavat jäännöskiekkoa gravitaatiollaan, jolloin siihen syntyy aukkoja. TWA 7:n ympäröivässä kiekosta on havaittu kolme aukkoa, jotka viittaavat useampaan eksoplaneettaan, josta nyt havaittu TWA 7b on ilmeisesti massiivisin, noin 0,3M_J. Tähden ja planeetan iäksi on arvioitu 6,4 miljoonaa vuotta ja tähden massa on noin 0,46M_☉. Tähden spektriluokka on M, eli pieni punainen kääpiötähti.

Jäännöskiekon kirkkain kohta on noin 28 au etäisyydellä tähdestä ja kiekko ulottuu noin 100 au:n etäisyyteen. Kiekkoa on havaittu aikaisemin VLT:n Spectro-Polarimetic High Contrast Imager for Exoplanets Research (SPHERE) -laitteistolla. Toistaiseksi kiekosta ei ole havaittu muita planeettoja kuin TWA 7b.

Havainto tuore, sillä kuva siitä otettiin 21.6.2024. Tutkimusryhmä, johtajanaan A.–M. Lagrange (LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS, Meudon, France) julkaisi raportin Nature:ssa 25.6.2025 ja se on vapaasti luettavissa.

Lagrange, AM., Wilkinson, C., Mâlin, M. et al. Evidence for a sub-Jovian planet in the young TWA 7 disk . Nature (2025). https://doi.org/10.1038/s41586-025-09150-4

 

Tähtitieteilijät ovat löytäneet puuttuvan linkin Aurinkokunnan vedelle

 eso2302fi — Tutkimustiedote

Tähtitieteilijät ovat Atacama Large Millimeter/submillimeter Array eli ALMA:n avulla havainneet kaasumaisessa muodossa olevaa vettä tähden V883 Orionis ympärillä olevasta planeettoja muodostavasta kiekosta. Veden mukana kulkevan kemiallisen merkin avulla voidaan selvittää, miten vesi kulkeutuu tähtiä muodostavista kaasupilvistä planeettoihin. Havainnot tukevat ajatusta, jonka mukaan Maassa oleva vesi on jopa Aurinkoamme vanhempaa.

Tämä taiteilijan näkemys esittää tähden V883 Orionis ympärillä olevaa planeettoja muodostavaa kiekkoa. Kiekon uloimmassa osassa vesi jäätyy jääksi, minkä vuoksi sitä ei ole helppo havaita. Tähdestä tuleva energiapurkaus lämmittää sisälevyn sellaiseen lämpötilaan, jossa vesi on kaasumaista ja tähtitieteilijät voivat havaita sitä.

Kuvan sisäpuolisessa pikkukuvassa näkyvät kiekosta tutkitut kahdenlaiset vesimolekyylit: Tavallinen vesi, jossa on yksi happiatomi ja kaksi vetyatomia, ja raskaampi vesi, jossa toinen vetyatomi on korvattu deuteriumilla, joka on vedyn raskaampi isotooppi.

Kuva: ESO/L. Calçada

"Voimme nyt jäljittää veden alkuperää aurinkokunnassamme aikaan ennen auringon muodostumista", John J. Tobin, tähtitieteilijä National Radio Astronomy observatoriolta Yhdysvalloista ja tänään Naturessa julkaistun tutkimuksen pääkirjoittaja sanoi.

Tämä löytö tehtiin tutkimalla veden koostumusta V883 Orionis -tähden ympäriltä. Tähti sijaitsee noin 1 300 valovuoden etäisyydellä Maasta. Kun kaasu- ja pölypilvi romahtaa, sen keskelle muodostuu tähti. Kaasupilven materiasta muodostuu tähden ympärille myös kiekkomainen rakenne. Muutaman miljoonan vuoden aikana kiekon aine kasaantuu yhteen muodostaen komeettoja, asteroideja ja lopulta planeettoja. Tobin ja hänen tiiminsä käyttivät ALMAa, jossa Euroopan eteläinen observatorio (ESO) on mukana kumppanina, mittaamaan veden kemiallisia jälkiä, ja sen kulkeutumista tähtiä muodostavasta pilvestä planeettoihin.

Vesi koostuu yhdestä happiatomista ja kahdesta vetyatomista. Tobinin tutkimusryhmä tutki hieman raskaampaa veden versiota, jossa yksi vetyatomeista on korvattu deuteriumilla, joka on vedyn raskaampi isotooppi. Koska tavallinen ja raskas vesi muodostuvat eri olosuhteissa, niiden suhdelukua voidaan käyttää veden muodostumisajankohdan ja -paikan jäljittämiseen. Esimerkiksi joissakin Aurinkokunnan komeetoissa tämän suhteen on osoitettu olevan samanlainen kuin maan vedessä, mikä viittaa siihen, että komeetat ovat saattaneet tuoda mukanaan vettä Maahan.

Veden kulkeutumista pilvistä uusiin tähtiin ja myöhemmin komeetoista planeettoihin on havaittu aikaisemminkin, mutta tähän asti tähtien ja komeettojen välinen yhteys on ollut kateissa. "V883 Orionis toimii tässä puuttuvana lenkkinä", Tobin sanoi. "Kiekoissa veden koostumus on hyvin samanlainen kuin oman aurinkokuntamme komeetoissa. Tämä vahvistaa ajatusta siitä, että planeettajärjestelmissä oleva vesi muodostui miljardeja vuosia sitten tähtienvälisessä avaruudessa jo ennen Aurinkoa. Vesi on sitten periytynyt sekä komeettoihin että maapallolle suhteellisen muuttumattomana."

Veden havaitseminen osoittautui kuitenkin hankalaksi. "Suurin osa planeettoja muodostavien kiekkojen vedestä jäätyy jääksi, joten se on yleensä piilossa meidän havainnoiltamme", eräs tutkimuksen kirjoittajista, Margot Leemker, Leidenin observatorion tohtoriopiskelija Alankomaista sanoi. Kaasumaisessa muodossa oleva vesi voidaan havaita molekyylien lähettämän sähkömagneettisen säteilyn ansiosta, kun ne pyörivät ja värähtelevät. Kun vesi on jään muodossa, tilanne on monimutkaisempi, koska molekyylien liike on rajoittunutta. Kaasumaisessa muodossa olevaa vettä löytyy kiekon keskustan alueelta tähden läheisyydestä, jossa on lämpimämpää. Nämä keskusalueet ovat kuitenkin itse pölykiekon kätkössä, ja ne ovat myös liian pieniä, jotta niitä voitaisiin havaita teleskooppien avulla.

Onneksi juuri tehdyssä tutkimuksessa V883 Orionis -kiekon osoitettiin olevan poikkeuksellisen kuuma. "Tähden dramaattinen energianpurkaus kuumentaa kiekon lämpötilaan, jossa vesi ei ole enää jään muodossa, vaan se on kaasua, ja pystymme havaitsemaan sitä", Tobin sanoi.

Havaitessaan V883 Orionis tähden kaasumaista vettä tutkimusryhmä käytti Pohjois-Chilessä sijaitsevaa radioteleskooppien ALMA-verkostoa. Sen vuoksi, että laite on erittäin herkkä ja se pystyy havaitsemaan pieniä yksityiskohtia, he pystyivät sekä havaitsemaan itse veden, että määrittämään sen koostumuksen. Tämän lisäksi he pystyivät kartoittamaan sen jakautumisen kiekon sisällä. Havaintojen mukaan kiekossa on vähintään 1 200 kertaa niin paljon vettä kuin kaikissa Maan merissä yhteensä.

Tutkimusryhmä toivoo tulevaisuudessa voivansa käyttää ESO:n tulevaa Erittäin suurta kaukoputkea (Extremely Large Telescope, EELT) ja sen ensimmäisen sukupolven METIS-instrumenttia. Tämä keski-infrapuna alueella havaitseva instrumentti pystyy erottamaan veden eri tilat tämän tyyppisissä kiekoissa vahvistaen ymmärrystämme veden kulkeutumisesta aina tähtiä muodostavista pilvistä planeettakuntiin saakka. "Saamme siten paljon täydellisemmän kuvan planeettoja muodostavien kiekkojen jäästä ja kaasusta", Leemker totesi lopuksi.

Lisätietoa

Tämä tutkimus on esitety artikkelissa “Deuterium-enriched water ties planet-forming disks to comets and protostars”, joka julkaistaan Nature (doi: 10.1038/s41586-022-05676-z) julkaisusarjassa.

 

Komeettojen arvoitus

Oortin ja Hillsin komeettapilvet aurinkokunnassa.
Kuva Wikimedia Commons.

Osa 1

Komeetat syntyivät aurinkokunnan alkuaikoina ^[1] kaukana Neptunuksen radan ulkopuolella ja muodostavat nykyisin Oortin ^[2] pilvenä tunnetun pallomaisen alueen. Oortin pilvessä on miljardeja komeettaytimiä ja kaukaisimmat niistä ovat noin yhdestä kahteen valovuoden etäisyydellä^[3] Auringosta. Näin etäällä niihin kohdistuva Auringon lämpösäteily on hyvin minimaalista ja niinpä Oortin pilven komeetat ovatkin muuttumatonta ainetta aurinkokunnan syntyajoilta.

Kaukaisimmat Oortin pilveen syntyneet komeettaytimet ovat puhtaimmillaan vain jäistä muodostuneita kappaleita. Jäänä esiintyviä aineita vesijään (H₂O) lisäksi ovat hiilimonoksidi (CO), hiilidioksidi (CO₂), metaani (CH₄), cyaani(CN), cyaanivety (HCN), ammoniakki(NH₃), ammonium (NH₄⁺), formadehydi (H₂CO) sekä hyvin pieniä määri orgaanisia yhdisteitä (etaani, etanoli, glysiini (amonohappo) yms.).  

Lähempänä Aurinkoa syntyneisiin komeettaytimiin on sekoittunut enemmän tai vähemmän erilaisia mineraaleja. Yleisimmät mineraalit ovat muodostuneet piistä (Si), hapesta (O), raudasta (Fe) ja muista rautaryhmän alkuaineista. Mineraalit ovat muodostaneet pölyä tai jopa pieni kiviä.

Mitä lähemmäksi Aurinkoa tullaan, sitä enemmän komeettojen materiasta on pölyä ja kiveä. Niinpä Oortin pilven sisäreunan komeetoista kiviainesta saattaa olla niin paljon, että niiden erottaminen varsinaisista asteroideista voi olla vaikeaa. Havaintojen mukaan joukolla asteroideja on komeettamaisia piirteitä ja joukolla komeetoilla on joitakin asteroideille tyypillisiä ominaisuuksia. Näin ollen mitään rajaa komeettojen ja asteroidien välille on vaikea vetää.

Komeettojen radat Oortin ja Hillsin pilvissä eivät ole stabiileja vaan muuttuvat ajan kuluessa. Syitä muutoksiin on useita, mutta merkittävimmät syyt ovat lähitähtien ohitus ja komeettojen keskinäiset gravitaatiohäiriöt. Häiriöt muuttavat vähäisessä määrin kappaleiden ratoja ja muutosten seurauksena vuosittain muutamia kymmeniä komeettoja suuntaa kulkunsa aurinkokunnan sisäosia kohti.

Lähestyessään aurinkokunnan sisäosia, komeetoissa tapahtuu perustavaa laatua olevia muutoksia. Lisääntynyt uv-valo saa aikaan kemiallisten reaktioiden sarjan, jonka seurauksena komeettojen pinnalle syntyy orgaanisten^[4] yhdisteiden kerrostumia. Kemiallisten yhdisteiden muodostumista tapahtuu merkittävästi jo Hills’in pilvessä. Tämän seurauksena komeettojen valoa heijastava ominaisuus vähenee, toisin sanoen ytimet tummuvat ja tummeneminen on sitä nopeampaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetat tulevat.

Komeetan rakenne. Kuva Wikimedia Commons.

Komeetta aurinkokunnan sisäosassa

Jos aurinkokunnan sisäosia lähestyvän komeetan radan periheli on riittävän lähellä Aurinkoa, niin noin Jupiterin radan tienoilla komeetalle syntyy ensin koma^[5] ja myöhemmin pyrstö. Ne muodostuvat lämmön vaikutuksesta tapahtuvasta sublimaatiosta helposti haihtuvista jäistä. Toisin sanoen, komeetasta haihtuu vettä ja muita kaasuja. Vapautuva vesi- ja kaasumäärä on sitä suurempaa mitä lähemmäksi Aurinkoa komeetta etenee.

Kaasupyrstössä tapahtuu uv-valon vaikutuksesta yhdisteiden (veden) hajoamista ja ionisoitumista. Ionisoitunut kaasu aiheuttaa liikkeillään ja määrän vaihteluillaan komeetalle indusoituneet magneettikentän, johon puolestaan aurinkotuulen varautuneet hiukkaset (elektronit ja protonit) saavat aikaan oman vaikutuksensa. Näin ollen komeetan ympärille syntyy oma lähiavaruuden avaruussää, jota vasta viime vuosina on pystytty tutkimaan.

Haihtuvien kaasujen vapautuminen irrottaa komeetan kuorikerroksesta myös pölyjä. Pöly muodostaa komeetalle toisen pyrstön, jonka suunta poikkeaa kaasupyrstön suunnasta. Syy tähän on valonpaine, jonka vaikutus on voimakkaampaa pölyhiukkasiin kuin kaasuihin. Pölypyrstö suuntautuu kutakuinkin aina Auringosta poispäin riippumatta komeetan liikesuunnasta. Pölypyrstö näkyy heijastamalla auringonvaloa, kun taas kaasupyrstö emittoi valoa, joka syntyy elektronien rekombinaatiosta atomiytimien orbitaaleille.

Komeetan lähestyessä Aurinkoa, sen tulevaisuus riippuu perihelipisteen etäisyydestä. Jos komeetat ovat Aurinkoa hipovilla radoilla, ne voivat tuhoutua voimakkaasta haihtumisesta ja ytimen heikosta rakenteesta johtuen. Hieman kauempana, tai jos komeetta on riittävän isokokoinen, hajoaminen voi olla vain pirstoutumista pienemmiksi komeettaytimiksi, jotka jatkavat samalla radalla. Näin syntyy komeettaperheitä, joiden radat muistuttavat toisiaan. Tunnetuin auringonhipoja-komeettaperhe on Kreutzin ryhmä johon on kuulunut useita kymmeniä komeettoja. Kreutzin ryhmä ei kuitenkaan ole ainoa auringonhipojien ryhmä vaan nykyisin tunnetaan jo muitakin.

Komeetta C/2012 S1 (ISON) ei
kestänyt periheliohitusta vaan
pirstoutui kokonaisuudessaan.
Kuva Nasa/Soho.

Pirstoutumista voi tapahtua muustakin syystä kuin haihtumisen heikentämien rakenteiden pettämisenä. Periheliohituksen aikana komeetan sisään voi kertyä nestemäistä vettä ja kaasuja sisältämiä taskuja. Paine näissä taskuissa voi ylittää kiinteän aineen koheesio- ja adheesiovoimista johtuvan lujuuden, jonka seurauksena komeetassa tapahtuu purkaus. Purkaus voi olla niin raju, että itse komeettaydin pirstoutuu.

Silloin tällöin käy niin, että alun perin hyperbolisella radalla aurinkokunnan sisäosia lähestyvä komeetta joutuu Jupiterin gravitaation vaikutuspiiriin. Tämän seurauksena komeetan rata muuttuu tavalla tai toisella. Usein rata muuttuu lyhytkestoisemmaksi (kiertoaika alle 200 vuotta), jolloin niistä puhutaan Jupiterin komeettaperheenä^[6]. Ratamuutos voi tietysti aiheutua myös muiden planeettojen lähiohituksesta. Tunnetuin lyhytkestoisista komeetoista on Halleyn-komeetta, jonka kiertoaika on 76 vuotta. Halleyn komeetan alkuperänä pidetään kuitenkin Oortin pilveä.

Lyhytkestoisella radalla olevat komeetat joutuvat säännöllisesti alttiiksi voimistuneelle lämpösäteilylle. Tämän seurauksena komeetat menettävät vettä ja muita haihtuvia kaasuja suhteellisen nopeasti. Tutkijat arvioivatkin, että yksi yksittäinen komeetta tekee korkeintaan noin 1 000 kierrosta Auringon ympäri ennen täydellistä haihtumistaan.  Yhden periheliohituksen aikana komeetan säde pienenee noin 1–2 metrillä riippuen perihelietäisyydestä.

Paluu

Alkuperäisellä radalla tai radalla, jossa tapahtuneet muutokset ovat olleet vähäisempiä, komeetta palaa takaisin Oortin pilveen. Jos paluurata on hyperpeli, komeetta poistuu Auringon vaikutuspiiristä tähtienväliseen avaruuteen. Jos paluurata on paraabeli tai ellipsi, komeetta pysyttelee aurinkokunnassa, mutta palaa aurinkokunnan sisäosiin vasta tuhansien tai jopa kymmenientuhansien vuosien kuluttua.

Huomautukset

[1] Kaikki Aurinkoa kiertävien kappaleiden ajatellaan syntyneen protoaurinkoa kiertäneestä protoplanetaarisesta kiekosta tiivistymällä. Protoplanetaarisen kiekon lämpötila oli korkeampi lähellä protoaurinkoa ja viileni sitä mukaa mitä kauemmas vielä voimakkaasti kehittyvästä Auringosta siirryttiin.

Lämpötilajakauma jaotteli protoplanetaarisen kiekon ainesisällön siten, että korkeammassa lämpötilassa tiivistyvät aineet (mineraalit) kiteytyivät kiinteään olomuotoon lähempänä Aurinkoa kuin matalammassa lämpötilassa tiivistyvät (vesi, hiilidioksidi, häkä, metaani jne.) Tästä syystä kivestä muodostuneet planeetat ovat lähempänä Aurinkoa kuin runsaasti kevyitä alkuaineita sisältävät jättiplaneetat.

Komeetat, jotka muodostuivat suurimmaksi osaksi useiden eri aineiden muodostamista jäistä, syntyivät hyvin kaukana Auringosta. Komeettaytimien ajatellaan kuitenkin tiivistyneen nykyistä sijaintia paljon lähempänä mutta sinkoutuneet aurinkokunnan ulkorajalle suurten planeettojen (Jupiter, Saturnus, mahdollisesti Uranus ja Neptunus) aiheuttamista gravitaatiohäiriöistä johtuen.

Tähtitieteilijä Harold F. Levison (Southwets Research Institute, Boulder, CO) ehdotti vuonna 2010, että Oortin pilveen olisi tullut myös kaapatuksi merkittävästi tähtien välisessä avaruudessa ajelehtineita komeettaytimiä.

[2] Komeettapilven ajatuksen julkaisi vuonna 1950 alankomaalainen tähtitieteilijä Jan Oort (28.4.1900–5.11.1992). Komeettapilveä alettiin kutsua ajatuksen esittäjän mukaisesti Oortin pilveksi. Suoranaisia havaintoja ei pilvestä ole tehty, mutta sen olemassa olo on osoitettu välillisesti komeettojen ratoja tutkimalla. Aivan tuoreimmat tutkimukset tähtiä ympäröivista materiasta osoittavat Oortin pilven kaltaisten rakenteiden olemassa olon.

Oort itse päätteli pilven olemassa olon siten, että hän huomasi pitkäkestoisten komeettojen ratojen aphelin olevan useimmiten lähellä 20 000 au. Nykyisin pilven olemassa olo on tutkijoiden yleisesti hyväksymä.

Lähes Oortin pilven kaltaisen ajatuksen esitti jo vuonna 1932 eestiläinen Ernst Öpik 10.10.1893–10.9.1985), joka päätteli komeettojen muodostavan jonkinlaisen pilven Pluton radan ulkopuolelle. Tästä syystä joskus käytetään komeettapilvestä nimitystä Öpik-Oortin pilvi.

Oortin pilvien katsotaan jakaantuvan kahteen osaan: pallon muotoiseen ulko-osaan ja munkkirinkilän muotoiseen sisäosaan. Sisäosa sijaitsee 2 000–20 000 au etäisyydellä Auringosta.  Sisäosan pilvi tunnetaan myös Hillsin pilvenä löytäjänsä J.G. Hills’n mukaan vuonna 1981 julkaistuun tutkimukseen perustuen. Hillsin pilven komeettojen lukumäärä on paljon runsaampi (~10×) kuin ulko-osan ja ne ovat luonnollisesti voimakkaammin Auringon gravitaation vaikutuspiirissä.

[3] Etäisyysarviot vaihtelevat eri lähteissä. Yleisesti arvioidaan Oortin pilven ulkoreunan sijaitsevan noin 50 000 au (noin 0,8 valovuotta) etäisyydellä Auringosta, mutta toiset tutkijat arvioivat sen olevan kaksin (1,6 ly) tai jopa nelinkertaisella (>3 ly) etäisyydellä.

[4] Orgaaniset yhdisteet ovat hiiliyhdisteitä ja niiden syntymistapa on epäorgaaninen, siis puhtaasti kemiallinen prosessi. Orgaanisten yhdisteiden olemassa olo ei siis merkitse sitä, että komeetoissa (tai missään muuallakaan vastaavissa olosuhteissa) niitä synnyttäisivät elävät organismit.

Komeetta 17P/Holmesin koma oli suurempi
kuin Aurinko. Kuva  Kari A. Kuure.

[5] Koma on komeettaytimen ympärille kehittyvät harvasta kaasusta ja pölystä muodostunut ”ilmakehä”. Koman koko voi olla satojatuhansia kilometrejä tai jopa yli miljoona kilometriä halkaisijaltaan. Näin suuria komia oli esimerkiksi vuoden 1811 Suurella komeetalla ja 17P/Holmesilla vuonna 2007.

Koman muoto määräytyy ainemäärän ja tiheyden lisäksi siihen kohdistuvan auringonvalon säteilypaineen ja aurinkotuulen kohdistamasta dynaamisesta paineesta. Paineen ylittäessä gravitaatiovoiman koma venyy pyrstöksi. Pyrstö muodostuu komeetan lähestyessä Aurinkoa noin 1,5 au etäisyydelle.

[6] Kaikki lyhytkestoiset komeetat eivät ole Jupiterin ratoja muuttavan gravitaation vaikutuksen vuoksi päätyneet radalleen, vaan joukossa on kappaleita, jotka ovat alun perin syntyneet tai joutuneet alle 50 au etäisyydelle ulottuvaan Kuiperin vyöhön. Lyhytkestoisten komeettojen radat ovat Oortin pilvestä peräisin olevien komeettojen ratoja stabiileimmilla radoilla ja tästä syystä useimmat niistä ovat myös syntyneet vyössä.