Per aquest motiu només és visible des de la Terra durant la petita part de la seva òrbita en què s’apropa al Sol (periheli) tot desenvolupant la cua lluminosa que els caracteritza.
Estructura i estudi dels cometes
La imaginació popular considerà que les aparicions dels cometes, inesperades i inexplicables, eren signes enviats pels déus per anunciar catàstrofes futures, i no fou fins als grecs que hom intentà de donar una explicació racional del fenomen. Aristòtil suposà que els cometes eren simples meteors atmosfèrics i no admeté la idea d’Apol·loni de Mindes, que defensava l’opinió que els cometes eren astres anàlegs als planetes, com també manifestà Sèneca posteriorment. L’esbrinament de la veritable natura dels cometes, realitzat progressivament d’ençà del segle XVI, recolzà sobre tres assoliments: d’una banda, el descobriment, realitzat per G. Frascator el 1538 i, independentment, per P. Apià el 1540, que la cua d’un cometa indica sempre la direcció oposada al Sol; d’una altra, la primera determinació correcta de la distància a un cometa, realitzada per Tycho Brahe en estudiar el cometa de 1577 i determinar que es trobava a uns 250 radis terrestres; i, finalment, l’aplicació de la mecànica de Newton al càlcul de l’òrbita dels cometes, que portà a E. Halley a afirmar, en la seva obra Synopsis Astronomiae Cometicae (1705), que els cometes observats el 1531, el 1607 i el 1682 eren aparicions correlatives d’un mateix objecte celeste, amb la qual cosa introduí la idea de la periodicitat dels cometes.
La sonda automàtica ICE, que travessà la cua del cometa Giacobini-Zinner el 1985, i les cinc sondes (entre les quals la Giotto de l’ESA) enviades a estudiar de prop el cometa Halley el 1986, permeteren de fonamentar el model correntment acceptat sobre la natura dels cometes.
En aquest model, anomenat de la bola de neu bruta, proposat per Fred Whipple l’any 1953, el cometa consisteix bàsicament en un nucli sòlid de petites dimensions (diàmetre comprès entre 1 i 100 km) i constituït per un amàs de glaços (d’aigua, metà, amoníac i altres), de gasos (CO, CO
Efecte de la pressió de radiació de la llum solar sobre l’orientació de la cua d’un cometa
En apropar-se al Sol, la calor d’aquest evapora els glaços i allibera els gasos i la pols del nucli, a conseqüència de la qual cosa es forma la cabellera i les cues.
La cabellera o coma és l’embolcall lluminós de forma esfèrica que envolta el nucli, i és constituït per grans de pols i molècules expel·lides pel nucli, i té un radi comprès entre 105 i 10 6 km. L’element més característic d’un cometa és, però, la cua, que és constituïda per dos elements: la cua de pols, determinada per la pressió de radiació solar, i que mostra una curvatura cap a la part ja recorreguda de la trajectòria, amb unes dimensions de l’ordre de 107 km; i la cua de plasma, originada per l’acció del vent solar sobre els ions produïts per la radiació solar en el material expel·lit pel nucli, que presenta una forma rectilínia i té unes dimensions de l’ordre dels 108 km. A part d’una cua anòmala, dirigida cap al Sol, que es presenta en comptades ocasions i que és deguda a un efecte de perspectiva orbital, completen els elements visibles d’un cometa l’halo d’hidrogen, descobert el 1970, i que s’estén fins els 107 km.
L’òrbita dels cometes és determinada per l’atracció gravitatòria del Sol i per les pertorbacions gravitatòries de la resta d’objectes del sistema solar, en especial dels planetes grossos. L’òrbita és, doncs, una cònica, és a dir, una el·lipse, una paràbola o una hipèrbola. És difícil de determinar, a partir de l’observació d’un cometa en el firmament, quina és la forma de l’òrbita, atès que hom només observa una part molt petita de la trajectòria, aquella situada en els voltants del periheli. Hom pot, però, per aproximacions successives, assolir una gran exactitud en la determinació d’òrbites. Hom pot distingir entre els cometes periòdics, que segueixen òrbites el·líptiques i que, per tant, reapareixen periòdicament, i els cometes esporàdics, que tenen òrbites parabòliques o hiperbòliques i només apareixen, doncs, una vegada. D’entre els primers, cal diferenciar entre els cometes de període curt, amb un període inferior a 200 anys (el cometa de període més breu és l’Encke, que el té de 3,3 anys) i els cometes de període llarg, amb períodes superiors a 200 anys.
Exemple simplificat de com l’atracció d’un planeta pot fer passar un cometa de la seva òrbita primitiva a una altra completament diferent
Tanmateix, l’òrbita d’un cometa és sotmesa a modificacions, que són causades, principalment, per dos fenòmens: la pertorbació dels planetes grossos, que ocasionen el canvi d’òrbita o la captura d’un cometa esporàdic tot confinant-lo en una òrbita periòdica al voltant del Sol, i la constant evaporació del nucli, a vegades molt intensa (en el Halley hom ha avaluat la producció de gasos en 60 tones/minut), que origina jets que impel·leixen la rotació del nucli i indueixen canvis en l’òrbita o en el període del cometa.
L’interès que hom palesa pels cometes està en el seu origen. Segons la teoria més acceptada, els cometes es formaren al mateix temps que els planetes, a partir d’un disc de matèria interestel·lar aglomerada en planetesimals del sistema solar intern, que acabaren formant els planetes, els del sistema solar exterior foren expulsats, per pertorbacions gravitacionals, cap als confins del sistema solar, on han romàs tot constituint una acumulació de nuclis gèlids, a unes 50.000 unitats astronòmiques del Sol, anomenada núvol d’Oort. Quan el núvol d’Oort, que es desplaça amb el Sol per la Galàxia, passa a prop d’un estel, aquest indueix pertorbacions que originen la inestabilitat d’alguns nuclis que cauen vers el Sol esdevenint cometes observables. Si aquests són capturats en òrbites solars estables, esdevenen cometes periòdics i, en cas contrari, després del pas pel periheli prenen una trajectòria que els duu a abandonar el sistema solar. Per tant, els cometes són, de manera similar als asteroides, restes de la formació del sistema solar, i el seu estudi en pot aportar moltes dades.