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Cometas

 

Cometas - O que são

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Como os asteróides, cometas são suspeitos de serem remanescentes da formação de planetas no Sistema Solar há 4,6 bilhões de anos atrás.

Mas enquanto os asteróides são geralmente compostos de rocha e metal, os cometas são mais parecidos com bolas de neve sujas. Eles são constituídos por gases congelados, tais como dióxido de carbono, metano e amoníaco, bem como de gelado de água, em que as partículas de poeira e material rochoso são incorporados.

De onde os cometas vêm?

Cometas se originam principalmente de duas regiões do sistema solar: Cinturão de Kuiper, que é um disco de corpos gelados que está um pouco além da órbita de Netuno, e a Nuvem de Oort, uma coleção mais distante, esférica de objetos que marca o limite do o sistema solar.

Cometas de curto período, que orbitam o sol em 200 anos ou menos, são geralmente objetos do Cinturão de Kuiper, enquanto cometas de longo período que levam centenas ou milhares de anos para orbitar o sol geralmente vêm da Nuvem de Oort.

Cometas - Corpos Celestes

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Cometas são corpos celestes do sistema solar, que se movem em torno do Sol com órbitas parabólicas, hiperbólicas ou elípticas de grande excentricidade. São muitas as teorias da sua origem, uma delas situa um ninho de cometas a uma distância muito grande de 20 trilhões de Km do Sol, mas mesmo nesta distância eles estão girando em sua volta.

É um anel de gelo e rochas em numero de dezenas de bilhões de massas de gelo congelado, variações da força gravitacional fazem com que esses corpos se soltem do cinturão e avancem em direção ao Sol que exerce a força e atrai o cometa, com isso o cometa pode ter vários destinos, devido a atração do Sol, ele pode se chocar contra a nossa estrela, escapar para sempre so sistema solar ou no meio do caminho se chocar com um planeta.

Visto enquanto viaja rumo ao Sistemas Solar, o cometa é apenas uma massa pequena de gelo, mas ao começar a sofrer dos ventos solares, as particulas de gelo do cometa se soltam e formam uma cauda que pode ter milhares de Km sendo ela visivel aqui da terra.

NÚCLEO: é o ponto mais brilhante e condensado, formado por rochas de diversos tamanhos, coberto por moléculas congelados, seu tamanho pode ir de dezenas até centenas de km de diâmetro.
COMA:
 é uma nuvem transparente que fica ao redor do nucleo, congregando particulas de pó, pode atingir um diametro de 200.000 Km.
CAUDA: 
é o rastro deixado pelo cometa formada por partículas de pó, pequenos fragmentos e gases que se desprendem do núcleo devido ao vento solar.

Os elementos químicos mais comuns existentes nos cometas são hidrogênio, oxigênio, carbono e sódio, sempre congelados.

Devido a suas aparições, que sempre causaram em todo os tempos, desde os mais remotos, muitos sentiam medo, e hoje, algumas pessoas com mas intensões, os usam para cusar panico nas pessoas, em maio de 1910, quando o conhecido cometa Halley se aproximou da Terra, infelizmente os "adivivnhos" de plantão, parecidos com os atuais pergavam o fim do mundo, fato que não ocorreu, o "engraçado" é que quando a sempre um cometa ou um eclipse, os "magos" de plantão falam sempre em fim de mundo, e obviamente não acontece.

Mas caso se chocasse com a Terra, uma bola de fogo se formaria, seguido de uma onde de vento enorme, mas nao formaria cratera, ja que seu fragil nucleo se desmancharia ao passar pela atmosfera, onde sofre um forte atrito.

No extremo do sistema solar, há uma grande nuvem esférica de 1 milhão de núcleos comentários, ocasionalmente devido a força do Sol, esses objetos saem das nuvens e vai em direção a estrela, descrevendo órbitas elípticas, que podem variar entre poucos anos ou ate milhares de anos, o destino final de muitos, é o choque com o Sol.

Vagando a altissimas velocidades, contra o vento solar, fragmentos de gelo e poeira vão sendo empurradas, e o calor so sol faz com que gases se soltem do astro, parecido com um gelo seco que vemos aqui na terra, dando origem a cauda.

Cometas - Classificação

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Há várias maneiras de classificar cometas.

Basicamente os cometas podem ser divididos em dois grandes grupos principais, os cometas de Curto ou Pequeno Período e os cometas de Longo Período.

Cometas de Pequeno Período ou Cometas Periódicos (P/) - São cometas que apresentam período orbital de menos de 200 anos, e pertencem ao sistema solar interno, provavelmente oriundos do Cinto de Kuiper.

Cometas de Longo Período (C/) - Cometas com períodos na ordem de milhões de ano ou superiores a 200 anos. Quando ainda mais longe do sol, os cometas de longo período podem ser eqüidistantes às mais próximas estrelas, isto é, suas origens estariam fora do sistema solar, provavelmente na Nuvem de Oort.

Segundo recentes dados os Cometas Periódicos normalmente são divididos em cometas de Pequeno Período (esses com períodos de menos de 200 anos) e cometas de Longo Período (esses com períodos de mais de 200 anos). Dos 155 cometas de Pequeno Período, foram observados 93 cometas com duas ou mais passagens pelo periélio. Em 1989, quatro destes cometas foram dados definitivamente como perdidos, e outros três estavam provavelmente perdidos, presumivelmente foram desintegrados devido ao calor solar. Assim, alguns estudiosos cometários acharam vantajoso mudar a definição de cometas de pequeno período, diminuindo o tempo de seus períodos para 20 anos. Isto deixa 135 cometas de Pequeno Período (estilo novo) no Catálogo; e 20 outros tendo períodos entre 20 e 200 anos são chamados cometas de Período Intermediário.

Estas duas novas classes estão separadas por um espaço de período pequeno. Os cometas de Pequenos Períodos comuns têm um período de sete anos, com uma distância de periélio de 1.5 AU, e uma pequena inclinação (13) na eclíptica. Todos os cometas de Pequenos ou Curtos Período, segundo a nova classificação, giram ao redor do sol da mesma forma que os Planetas em movimento direto. Nesta nova classificação, os cometas de Período Intermediário então apresentam uma distância de periélio média e uma inclinação maior na eclíptica, sendo que cinco deles apresentam direção retrógrada ao redor do Sol.

O mais famoso deles é P/Halley (com 30 passagens pelo Sol); os outros são P/Tempel-Tuttle (4 passagens), e P/Pons-Gambart, P/Hartley-IRAS, e P/Swift-Tuttle (com menos de três passagens pelo Sol). Foram observados 11 dos 20 cometas de Período Intermediário durante uma única passagem.

Os cometas com órbitas de Longos Períodos são apareceriam ao acaso em todas as direções do céu, e asperamente a metade deles apresenta movimento retrógrado. Dos 655 cometas de Longo Período contidos no Catálogo, 192 deles têm órbitas elípticas, e 122 têm órbitas que são muito ligeiramente hiperbólicas.

Finalmente, são listados 341 cometas como tendo órbitas parabólicas, mas isto é bastante enganador porque ou não foi possível descobrir divergências inequívocas de uma parábola (às vezes muito pequeno) no arco ao longo do qual os cometas foram observados ou, mais simplesmente, os cálculos finais nunca foram feitos. Vinte e duas órbitas originais permanecem (nominalmente) ligeiramente hiperbólicas além da órbita de Netuno, mas 19 não apresentam sinais de órbita significativamente diferentes de uma parábola. Três deles tem órbitas significativamente diferente próximas a 50 AU e é provável se tornarem elípticos quando eles estiverem a 50,000 ou 100,000 AU do Sol. A razão é que, entretanto a massa da nuvem de Oort permanece incerta, deveria ser somado à massa do sistema solar interno para computar as órbitas. Aproximadamente 90 cometas foram identificados como novo em órbitas de longo período. Se a mesma proporção existe nas órbitas parabólicas mal computadas, o total deve estar perto de 170 cometas novos no catálogo preparado por Marsden, mas 80 deles não foram identificados.

Grupos de cometas e outros objetos cometários incomuns

Alguns cometas viajam em órbitas notavelmente semelhantes, apenas o tempo de passagens de periélio é apreciavelmente diferente. É pensado que os membros de tal grupo de cometas sejam fragmentos de um cometa maior (cometa pai) que, por força de maré, se partiram em épocas mais cedo pelo Sol ou em alguns casos pelo diferencial da ação de forças não gravitacionais em um núcleo frágil. Historicamente foram observados muitos cometas que se colapsaram.

Diferenças desprezíveis nas velocidades resultantes, embora elas aconteçam com muita suavidade, é suficiente para causar a fragmentação cometária e separa-los ao longo de órbitas próximas, mas distintas uma da outra. Mesmo uma leve variação de a-1 introduz um período de orbital que pode variar por vários anos, e quando os fragmentos do cometa retornam que eles passarão por periélios em épocas extensamente separadas. O melhor exemplo conhecido é o famoso grupo de cometas "Sungrazing" (também chamado Grupo de Kreutz) que tem 12 membros definidos (mais um provável) com distâncias de perihelion entre 0.002 e 0.009 AU (menos que meio raio solar). Seus períodos são de 400 a 2,000 anos, e suas últimas passagens aconteceram entre 1880 e 1970. O fragmento mais famoso do grupo é Cometa Ikeya-Seki 1965 VIII.

Cometas como o P/Schwassmann-Wachmann 1 que tem um período de 15 anos apresenta uma órbita quase circular e um pouco instável entre Júpiter e Saturno, com um periélio que iguala 5.45 AU e um afélio de 6.73 AU; em suas aparições pode ser observado durante vários meses quando defronte para o Sol no céu.

Sem qualquer cauda visível, tem explosões irregulares em brilho que fazem sua coma crescer em tamanho durante algumas semanas e se torna até 1,000 vezes tão luminoso mais que o normal.

Outro objeto bastante incomum é o asteróide denominado 2060 Chiron que têm uma órbita semelhante entre Saturno e Urano. Embora fosse primeiro classificado como um asteróide, seu núcleo glacial de uns 300 quilômetros sugere que provisoriamente seja um cometa gigante estacionado em uma órbita quase circular mas instável. Realmente, Chiron desenvolve explosões fracas, esporádicas, e em 1989 uma nebulosidade passageira que o cercou (uma " coma ") foi informado pela primeira vez. Dentro de alguns mil anos, Chiron poderia ser bastante perturbado por Saturno e vir mais íntimo ao Sol e se tornar um cometa espetacular.

Para objetos distantes que contêm gelos voláteis, a distinção entre asteróides e cometas se torna um assunto de semântica porque muitas órbitas são instáveis; um asteróide que vem mais íntimo ao Sol que o habitual pode se tornar um cometa produzindo uma atmosfera passageira dando a ele um aparecimento meio nebuloso e isso pode desenvolver em uma cauda. Alguns objetos foram reclassificados como resultado de tais ocorrências. Por exemplo, asteróide 1990 UL3 que cruza a órbita de Júpiter, mais tarde foi reclassificado como Cometa P/Shoemaker-Levy 2 em 1990. Reciprocamente, suspeita-se que alguns dos asteróides que se aproximam da Terra (Amors, Apollos, e Atens) poderia ser os núcleos extintos de cometas que perderam a maioria dos gelos e outros materiais voláteis.

Dois cometas luminosos, Morehouse 1908 III e Humason 1962 VIII, exibiram um espectro de cauda bem peculiar nos quais os íons de CO+ predominaram de um modo espetacular, possivelmente por causa de uma abundância anômala de uma molécula original - molécula pai (monóxido de carbono, gás carbônico, ou possivelmente formaldeído [CH2O]) vaporizando do núcleo.

Classificação dos Cometas segundo Armand Delsemme

Classe Kohoutek: Em sua maioria são cometas novos que se aproximam do sol pela primeira vez. Nesta categoria existem mais ou menos uns cem números de cometas conhecidos, vindos de uma distancia de cerca de meio ano-luz. Eles são muito velozes quando próximos ao Sol.
Classe West:
Esta classe leva o nome West devido ao cometa do mesmo nome que apareceu em 1975/1976 cujo aparecimento se deu após uma órbita de 16 mil anos. Nela estão incluídos em torno de 450 cometas conhecidos com órbitas de cerca de 2 milhões de anos.
Classe Halley:
Em deferência ao cometa de Halley, o mais brilhante deste tipo. Aqui se incluem cerca de dezesseis cometas que voltam a aproximar-se do Sol em um período entre 20 e 200 anos. Mas nenhum deles tem órbita que vai além da mais distante órbita do planeta Netuno em relação ao Sol.
Classe Pons-Winnecke
: Pons-Winnecke é o cometa que denomina esta classe, e cujo cometa leva cerca de 6 anos para novo aparecimento próximo ao Sol. Nela incluem-se mais ou menos cem cometas de pequenas órbitas que levam de 5 a 20 anos para retornar. Contudo, esta classe costuma perder alguns cometas devido à alteração das órbitas de alguns cometas devido a interferência dos grandes planetas gasosos quando suas órbitas os levam a passar próximo a eles.
Classe Encke:
Esta classe contem cometas com várias passagens pelas cercanias do Sol (chamados velhos cometas) e que apresentam processo de decadência, a caminho de seu final. O cometa que dá nome a esta classe, Encke, parece ser o único a apresentar uma órbita relativamente estável entre os planetas internos, com período de duração de 3,3 anos.

Famílias de Cometas

Os chamados Cometas Periódicos também são divididos em famílias, por sua distância em relação ao Sol. Esta classificação é uma maneira simples para situar alguns 
cometas e aquilatar sob influência de qual planeta um cometa está mais sujeito.

As duas principais famílias são:

Família Júpiter: Com cerca de 167 membros, esta é a maior família de cometas cujas órbitas são diretamente influenciadas pelo planeta Júpiter, o maior planeta do Sistema Solar.
Família Saturno:
Está é a segunda família e conta com cerca de mais ou menoss 7 cometas, cujas órbitas sofrem sensível influência de Saturno, o Planeta dos Anéis e que também é o segundo maior planeta do Sistema Solar.

Também existem outras famílias de cometas menos numerosas cujas órbitas são influênciadas pelos outros planetas do Sistema Solar.

Família Sungrazers ou Cometas Kretuz ou Rasantes Solares

Entre os Cometas que desenvolvem fantásticas velocidades quando em seu periélio, estão os chamados Rasantes Solares, que recebem esse nome por passarem extremamente próximos ao Sol e são os corpos celestes mais velozes entre os que habitam nosso Sistema. Devido a velocidade e da sua menor distancia em relação ao Sol, a temperatura desses cometas sobe a milhares de graus, o que sublima e ioniza a maioria dos elementos que constituem o cometa. E, se um desses rasantes não desenvolver velocidade suficiente para escapar a atração gravitacional do sol, certamente vai desaparecer num rápido e final mergulho ao encontro do astro rei. Este tem sido o final da grande maioria dos cometas descobertos pelo SOHO.

Também existem alguns cometas periódicos que apresentam periélios localizados a enormes distancias do Sol (cerca de 750 milhões de quilômetros), significando que em seu ponto de aproximação mais íntima ao Sol esta distancia estaria muito além da órbita da Terra (distância Terra/Sol = 150 milhões de quilômetros; distância Marte/Sol = 227.940 milhões de quilômetros); o que seria um periélio em alguma região mais ou menos próxima à órbita de Júpiter (778.330 milhões de quilômetros do Sol).

Definições Gerais

Cometa de Curto Período Muito Curto: Cometa elíptico, cujo período é inferior a 10 anos.
Cometa de Eclipse:
O que é descoberto por ocasião de um eclipse total do Sol.
Cometa de Longo Período ou Cometa não-periódico ou Cometa parabólico:
Aquele cuja órbita é praticamente uma parábola.
Cometa de período Intermediário:
Aquele cujo período é compreendido entre 10 e 200 anos, e cuja órbita é uma elipse alongada.
Cometa elíptico:
Aquele cuja órbita é elíptica. Os cometas de curtos períodos e os cometas de período intermediários apresentam órbitas elípticas.
Cometa hiperbólico:
Aquele que tem a peculiaridade de o cálculo da sua órbita conduzir a uma hipérbole, o que indica a possibilidade de não ser ele um membro próprio do sistema solar, são os cometas de períodos muito, muito longos.
Cometa Periódico:
Aquele cujo retorno é previsível e pode ser observado. São os periódicos, os cometa de curto período, e o cometa de período intermediário.
Cometas Rasantes Solares:
São os cometas que passam muito próximos ao Sol e por vezes acabam mergulhando diretamente no Sol.

Cometas Rasantes Solares

Os cometas sungrazing têm chamado a atenção dos astrônomos desde muitos tempo. A possibilidade de observar um cometa em plena luz do dia e apresentando uma grande cauda, adicionado ao fato de poder ser o filho de grande cometa que tenha nos visitado no passado têm fascinado tantos os astrônomos do passado como também os atuais observadores de cometas. Eles foram inicialmente identificados pelo alemão Heinrich Kreutz no século XIX que percebeu que vários cometas vistos passando muito próximos ao Sol pareciam ter uma mesma origem comum, porque eles vinham da mesma direção entre as estrelas e por isso atualmente são chamados Cometas Kretuz ou Sungrazers de Kreutz, ou então mais popularmente de Rasantes Solares, em português.

Cometas rasantes solares, ou em inglês Sungrazing comets (cometas rasantes ao Sol), passam muito perto do sol e por isso recebem o nome de rasantes solares.

Aos poucos, foram sendo descobertos outros cometas desta classe e mais recentemente os satélites solares tem revelado uma grande quantidade desses cometas que anualmente alcançam as vizinhas do Sol.

Vários grandes cometas sungrazers foram observados a olho nu fragmentando-se em seus periélios. Estes cometas alcançam um periélio extremamente próximo do Sol a distâncias de 100 a 400 milhas da superfície do Sol e isso incitou a teoria que os sungrazers de Kreutz originam como um grande cometa maior chamado de pai. Como estes cometas formam um grupo com elementos orbitais semelhantes, suas órbitas são claramente bem definidas dentro de estreito alcance de variações desses parâmetros. A passagem desses cometas muito próximos ao Sol pode atingir distâncias muito pequenas de cerca de 750.000 km, chegando mesmo a passar dentro da cromosfera, podendo mesmo até ser atingidos pelas protuberâncias solares; mas também podem passar a menores distâncias, como por exemplo, o cometa de 1880 que passou apenas a 130.000 quilômetros da superfície de Sol.

Eles descrevem órbitas muito excêntricas e atingem periélios extremamente pequenos, sendo que muitos deles acabam sendo desintegrados pelas forças que emanam do Sol ou então executam vôos kamikazes terminando suas vidas em um grande mergulho diretamente ao Sol. Os rasantes solares são os corpos mais velozes do Sistema Solar e, devido a essa altíssima velocidade e da pouca distância que os separam do Sol, por ocasião de seus periélios esses bólidos cometários alcançam temperaturas da ordem de milhares de graus e assim ionizam a grande maioria dos elementos que o constituem.

Atualmente, com a ajuda das imagens obtidas pelo SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) localizado a 1,5 milhões de quilômetros da Terra que monitora as atividades solares diuturnamente, muitos cometas rasantes vêm sendo descobertos a cada ano, até meados de 2002, quinhentos deles haviam sido descobertos pelo SOHO. As imagens obtidas pelo SOHO e outros observatórios solares fizeram nascer uma nova classe de caçadores de cometas, os ''descobridores virtuais de cometas'' porque, ao invés de procurar cometas no céu, eles os procuram vasculhando as imagens do SOHO que podem ser gratuitamente baixadas da www para seus computadores para serem analisadas.

A maioria dos cometas descobertos pela ou com ajuda do SOHO são cometas sungrazing muito próximos ao Sol e na maioria das vezes seria impossível descobri-los através de telescópios normais devido estarem expostos a grande luminosidade do Sol, alguns poucos rasantes também já foram descobertos a olho desarmado e/ou por telescópios e à luz do dia, como por exemplo, o cometa de 1943 que foi descoberto em fevereiro no meio do dia e à alguns graus do Sol.

A moderna tecnologia do SOHO e seus congêneres (SOLWIND, SMM e LASCO - Large Angle and Spectrometric Coronagraph) têm nos mostrado e comprovado que a grande maioria dos cometas rasante solar não sobrevive a sua passagem pelo astro rei, sendo totalmente pulverizados por ele ou então, não apresentam velocidades suficientes para se livrarem da atração gravitacional do Sol e assim terminam sua vida de cometa.

De acordo com as Leis de Kepler, um sungrazing só escaparia definitivamente da atração solar se possuir uma enorme velocidade, velocidade essa relacionada também com a distância que o separa do Sol. Assim, quanto mais próximo um cometa estiver do Sol, maior terá de ser a sua velocidade para não ser fatalmente sorvido pelo Sol. Por outro lado, essa enorme velocidade desenvolvida por alguns sungrazers, juntamente com a influência sofrida dos planetas gigantes podendo fazer com que o cometa tenha sua órbita modificada de tal forma que o cometa passa a ter uma órbita hiperbólica que o afaste definitivamente do Sistema Solar e/ou então o transforme em um cometa de período muito, muito longo.

A história de cometas que se partem nos dão pistas sobre cometas que serão de importância prática se algum dia um cometa provavelmente vier a bater na Terra. Também, os fragmentos vistos nos cometas descobertos pelo SOHO revelam sua composição interna recentemente exposta, em contraste com as superfícies muito alteradas de astros como o Cometa de Halley que visitou o Sol muitas vezes. Devemos salientar que os observadores do hemisfério sul têm relativamente mais vantagens se comparado aos observadores do hemisfério norte, particularmente em certos meses do ano, mesmo porque não temos muitos caçadores de cometas rasantes solares pelas latitudes austrais.

Exemplos de Cometas Rasantes Solares

Designação e Nome (período em anos)

1106* (?) 
1668 Estancel 
1800 I Gould 
1843 I Silva-Leite (período de 512 anos) 
1882 II ou C/1882 R1* Cruls* - Cometa de Olinda ou Grande Cometa de Setembro (758 / 761** ) 
1882 ou X/1882 K1 Tewfik ou Cometa Eclipse 
1887 I Thomé 
1945 VII ou C/1945 X1 Du Toit 
1963 V Pereyra 901 
1965 VIII ou C/1965 S1* Ikeya-Seki* (366 / 880 / 1000** ) 
1970 VI ou C/1970 K1 White-Ortiz-Bolelli 
1979 XI Howard-Komem-Michels Colidiu com o Sol 
1981 Sheeley-Roberts-Harlow 
1981 Seal-Chaimson-Funk 
1979 Colidiu com o Sol

Cometas coloridos

Desde os primórdios da astronomia, foram registrados vários relatos de pessoas que observaram cometas de várias cores, desde vermelho-sangue, verde, azul, amarelo, laranja e até violáceo. Observações desse tipo perduram até os tempos atuais e, certamente, continuará por todo o sempre.

Os cometógrafos acreditam que algumas dessas descrições tenham sido, até certo ponto, exageradas (também devido as crendices que por muito tempo envolveram estes astros celestes), ou que tais observações de cores tenham sido provocadas pela ação de efeitos da atmosfera terrestre.

Contudo, afora os exageros, é fato comprovado que existe cor nos cometas e seu registro é de grande importância para o estudo desses diáfanos viajantes do espaço. Depois dos resplandecentes cometas brancos, a cor amarela é a mais comum e a qual o cometa adquire quando está nas vizinhanças do Sol.

Essa tonalidade amarelada acontece em razão do efeito de emissão de luz de sódio que emana do sol. Inúmeros relatos dão conta da passagem de cometas de várias cores.

Entre eles podemos citar, a título de ilustração, os seguintes relatos:

Registros de Astrônomos da China antiga enumeraram 49 aparições de cometas coloridos, desses, 23 eram brancos, 20 azulados, 4 vermelho-alaranjado e 2 verdes.

Sêneca, filósofo romano do século I, descreveu o cometa de 146 a.C., como '' um disco de fogo vermelho'';
Outro sábio romano, Plínio, o Velho (24 - 79) se relatou a observação de um cometa cor-de-sangue;
François Arago, físico e astrônomo francês, registrou que o cometa de 1526 era de um ''rouge merveilleux'' (maravilhoso vermelho).
Um dos mais famosos cometas medieval foi o cometa de 1217, descrito como azulado;
O cometa de 1533, segundo relatos, era amarelado;
Em 1556 apareceu um cometa descrito com tendo cor avermelhada;
Um cometa descoberto por Jerome Coggia em 1894, em Marselha, França, fez sua aparição em cor branca esverdeado;
O cometa Finsler 1934 apresentava cor fortemente esverdeada;
Outro cometa, o Julov-Achmarov-Hassel 1939, também se mostrou com uma exuberante tonalidade pronunciadamente esverdeada;
O cometa Mrkos, em q957 foi descrito como amarelo;
Outro amarelado foi o não menos famoso cometa West, em 1975;

Em 1973 o estupendo Kohoutek foi observado pelos três astronautas a borda do Skylab com uma cor alaranjada e, nesse caso, não havia interferência da atmosfera da Terra. Cometas observados ao amanhecer e/ou ao entardecer, quando localizados próximos ao horizonte e sob determinadas condições atmosféricas tais como nuvens de poeira ou fumaça em suspensão, podem apresentar tonalidades como as que foram relatadas, mas esse não é foi caso da cor alaranjada vista pela tripulação do Skylab no cometa Kohoutek em 1973.

Todavia, observando as devidas proporções e ressalvas, podemos afirmar que os cometas apresentam certos matizes de cor, sendo a amarela a mais comum em razão do efeito da emissão da luz de sódio quando o cometa se encontra próximo ao Sol.

A prova cabal que de fato os cometas podem ser mesmo coloridos e que eventualmente mudam de cor segundo a posição em que o estamos observando no céu, aconteceu quando da passagem do cometa Kohoutek, em 1973.

A bordo do Skylab estava a última tripulação daquele projeto, os astronautas: Gerald Carr, Edward Gibson e William Pongue.

Um dia depois que o cometa passou por seu periélio (distância mais próxima do Sol), durante um passeio pelo espaço, os astronautas tiveram grande oportunidade de observar uma anticauda no cometa Kohoutek muito semelhante a que do cometa Arend-Roland, de 1957.

Isso, por si só, já é um fenômeno bastante raro, mas como se não bastasse, o cometa lhes agraciou com a visão de um núcleo excepcionalmente brilhante inteiramente alaranjado, embora antes do periélio esse núcleo tenha sido visto claramente branco. A tripulação continuou observando e estudando o cometa e, em seguida, eles verificaram o esmorecimento da anticauda, a mudança da cor para o amarelo e o aumento no comprimento da cauda para 8° de arco.

Contudo, as oscilações na longitude da cauda, não eram reais, mas sim uma ilusão de ótica devido à mudança do ângulo sob o qual o cometa era observado por eles.

Seis ou nove dias depois da passagem do cometa pelo periélio, a tonalidade do Kohoutek fez-se violeta, provavelmente porque os astronautas estavam vendo o gás da cauda juntamente com a poeira. As observações a bordo do Skylab foram de grande valor, pois, sem sombra de dúvidas, comprovaram que realmente a cor dos cometas existe.

Vários esboços foram feitos pelos astronautas e neles, pode-se ver muito claramente as cores registradas por eles do cometa Kohoutek.

Cauda Cometária

A cauda conhecida popularmente como rabo do cometa é uma característica distintiva e efêmera dos Cometas; as mesmas moléculas que se desprendem do núcleo e da cabeleira cometária são, parcialmente, deslocadas sob a ação do vento solar - um fluxo de partículas de grande velocidade (400 km/s.), que fluem continuamente da atmosfera solar e são ionizadas (privadas de elétrons) e arrastadas para longe dele. Este é o motivo pelo qual as caudas aparecem sempre em direção oposta ao Sol. Este apêndice é formado por gás e/ou poeira apresentam uma variedade de formas e durações (tamanhos). As durações podem variar de uma pequena fração de um grau (caudas são sempre medidas como a duração angular em graus ou minutos de arco ['; 60 ' = 1 grau]), a muitos graus em distância pelo céu.

Um cometa pode apresentar cauda de poeira, cauda de íon ou não apresentar nenhuma cauda. Se o cometa mostrar apenas uma cauda, esta será de poeira (formada pelas partículas de pó contidas no núcleo cometário). As partículas de pó formam um tipo diferente de cauda. A única coisa que afeta estas pequenas partículas no espaço é a própria radiação do sol. A radiação do sol sopra as minúsculas partículas de pó na direção da qual elas vieram. Assim, a cauda de cometas geralmente aponta atrás ao longo da trajetória (órbita) do cometa.

Alguns cometas apresentam uma segunda cauda (composta de íons) devido ao gás ionizado que são formados na coma de cometa. Íons são partículas eletricamente carregas, que vêm primeiro do núcleo como partículas gasosas (partículas de carga neutra), e que são empurradas na cauda do cometa através da interação com o Campo Magnético Interplanetário (IMF).

O campo magnético do sol que está presente em toda parte no espaço interplanetário varre para além do núcleo do cometa e leva os íons com ele formando a cauda. Por causa desta interação especial com o IMF, esta cauda aponta sempre exatamente para longe do sol, em sentido oposto a posição do sol. Com as aproximações do cometa do sol o vento solar que consiste de núcleos atômicos em alta velocidade, prótons e elétrons varrem os gases cometários para longe do sol e produz uma cauda reta de até 93 milhões de milhas (150 milhões de quilômetros) em tamanho.

Uma segunda cauda (rabo) constituído de partículas de poeira também pode aparecer. Esta cauda de pó é menor e mais curva que a cauda de gás. As caudas dos cometas sempre estão longe do Sol em direção oposta a ele por causa da força do vento solar que atuam sobre o material cometário. Quando os cometas se distanciam do sol, suas caudas sempre estão à sua frente.

Já foram observados alguns cometas que desenvolveram até seis ou mais caudas, como por exemplo, o cometa De Chesseaux de 1744, no mês de março daquele ano os europeus puderam ver suas seis caudas no horizonte, mas a cabeça do cometa não era visível, pois se encontrava abaixo da linha do horizonte.

Às vezes é possível visualizar, em um mesmo Cometa, uma cauda de composição predominantemente gasosa ou cauda de plasma (íon), reta e estendida como uma faixa ao vento que em fotografias apresenta cor azulada, e uma outra cauda cuja composição principal é de poeira em forma arqueada e cor amarelada.

Quando, em sua órbita, um cometa vai se aproximando do Sol, em torno do núcleo forma-se um halo de gás e poeira, primeiro forma-se a coma e alguns cometas desenvolvem uma cauda. A cauda cometária, quando presente, tem origem no núcleo, atravessa a coma e se entende a distâncias superiores a 20 ou 30 milhões de quilômetros, quando o cometa está próximo ao periélio.

Os primeiros gases que se volatilizam são o monóxido e o dióxido de carbono, enquanto o gelo começa a sublimar (passar do estado sólido diretamente para o estado gasoso) na faixa da região compreendida entre Júpiter e Marte. Devido a pouca gravidade do núcleo, os gases emitidos dispersam-se no espaço e continuadamente são substituídos por material novo. Contudo, essa vaporização acontece somente no lado do núcleo que, naquele momento, está volta para o Sol, pois existe uma grande diferença de temperatura entre o lado apontado em direção ao Sol e o outro, que fica na sombra. É como se fosse dia e noite para um lado e o outro do cometa, que, como os outros corpos celestes, também apresenta um movimento de rotação. Além do monóxido e do dióxido de carbono, outros principais componentes são o formaldeído e o metano, embora também exista enorme quantidade de pequenas partículas sólidas e grãos de poeira com diâmetro inferior a um décimo de micro e outras pouco maior.

O material é expelido do núcleo em violentíssimos jatos, que podem alcançar milhares de quilômetros em distância. Essa expulsão acontece em linha reta, mas, devido à pressão exercida pelos ventos solares, o material é acelerado em sentido oposto ao Sol, formando uma cauda de partículas que vão sendo separadas de acordo com seu peso e tamanho.

A temperatura do halo que circunda o núcleo é, nas zonas de onde partem os jatos, da ordem de -73 graus centígrados, mas, ao afastar-se, a temperatura baixa até -253 graus centígrados. Somente quando as moléculas da coma se rompem por causa da sua baixa densidade e liberam energia em uma reação exotérmica (processo ou de reação química que ocorre em um sistema, e em que há liberação de calor para o meio externo), a temperatura pode subir aproximadamente até -173 graus centígrados.

O tamanho médio da cauda cometária é de cerca de 100.000 km, mas suas densidade e massa são muito pequenas. Algumas moléculas decompõem-se e são ionizadas devido ao efeito da radiação solar ultravioleta ao longo da distância que existe entre o núcleo e a cauda. Nas regiões mais próximas ao Sol, o índice de decomposição das moléculas da cauda é mais rápido por causa da interação com o vento solar, que as empurra em direção contrária à do Sol e alonga a cauda.

A cauda está sempre orientada em sentido oposto ao Sol, mas permanecendo no plano da órbita do cometa. Quando um cometa torna-se muito brilhante e, portanto, visível, a principal característica que se observa é a cauda. Apesar das imensas distancias que ela pode alcançar, 1 km³ de cauda contém menos material que 1mm³ da atmosfera da Terra.

A luminosidade aparente de um cometa depende se sua distância do Sol e da Terra. Essa luminosidade é proporcional à quarta potência da distância do sol, o que indica que os cometas refletem luz e também a absorvem e emite certa quantia dela. (Albedo - Relação entre a luz refletida pela superfície de um astro e a luz que ele recebe do Sol.). Por esse motivo, o índice de atividade solar é um fator importante para a determinação da luminosidade de um cometa.

Ao estudar a interação entre cometas e as atividades solares, notou-se que, na presença de um aumento temporário dessa atividade, nas proximidades do Sol um cometa pode aumentar súbita e consideravelmente em luminosidade. Nos cometas de períodos muito curtos, a luminosidade decresce um pouco de uma passagem para outra, talvez devido à perda de material produzida a cada aproximação do sol.

Antigamente era pensado que a direção da cauda era devida à pressão da radiação solar, mas atualmente acredita-se que a causa principal seja o vento solar (Fluxo de partículas carregadas de eletricidade, que se constituem, em geral, de prótons e elétrons, e que são emitidas permanentemente pelo Sol.). Este é composto de partículas carregadas que são emitidas pelo Sol. A força que essas partículas exercem sobre as moléculas de gás da cabeleira é 100 vezes superior à força gravitacional do Sol, de forma que as moléculas da coma são sempre empurradas para trás pelo vento solar. Todavia, o vento solar não acontece de forma constante, e às suas variações se devem às finas estruturas que podem ser observadas nas caudas cometárias. Também é possível que as erupções solares e outras perturbações e atividades do Sol influencie no formato da cauda, motivo pelo qual ela adquire diferentes configurações e seja extremamente mutável. Um outro fato que talvez possa contribuir para o formato da cauda é a rotação desenvolvida pelo próprio núcleo cometário.Pelo que vemos, na verdade, são vários os fatores que podem influir nos diferentes formatos da cauda.

Morfologia das Caudas

Um cometa pode ou não apresentar uma ou mais caudas quando próximo ao Sol. De acordo com o astrônomo russo Bredichin (18331-1904), as caudas cometárias poderiam ser de três tipos, segundo o seu grau de curvatura, assinalando para cada um dos tipos uma composição química distinta.

Cauda Tipo I: Caudas virtualmente retilíneas associadas ao hidrogênio;
Cauda tipo II:
Caudas curvas, associadas aos hidrocarbonetos (composto constituído apenas por carbono e hidrogênio);
Cauda tipo III:
São as caudas mais fortemente encurvadas, associadas aos vapores metálicos. Sendo que a força de repulsão seria mais intensa nas caudas do tipo I do que nas do tipo II.

Porém, com o advento da espectroscopia (conjunto de técnicas de análise qualitativa baseado na observação de espectros de emissão ou absorção de substâncias.), muitos dos detalhes da classificação de Bredichin foram descartados e, grosso modo, atualmente os tipos de caudas são descritos como:

Cauda Tipo I

Cauda composta de gases, são iônicas (plasma) devido a ionização das moléculas, que são produzidas como resíduos da fotodissociação. As forças de repulsão acontecem na ordem de 10 a 100 vezes maiores que as forças de atração. Seu aspecto é muito variável de cometa para cometa, mas em sua larga maioria são quase que retilíneas e estreitas. Sua forma depende em muito da ação da pressão da radiação solar. A aparência em imagens colorida apresenta cor azulada e seu comprimento médio varia entre 10.000.000 a 100.000.000 km.

Cauda Tipo II e III

Essas são constituídas de uma mistura de poeira e gases não ionizados com curvaturas mais ou menos acentuadas. Sua forma é curvada, mais difusa e larga. Nas caudas do Tipo II, as forças de repulsão são um pouco superiores as forças de atração. Nas caudas Tipo III, mais fortemente curvadas, as forças de repulsão (Força com que dois corpos ou duas partículas se repelem mutuamente.) são ligeiramente inferiores às forças de atração. As caudas de poeira são influenciadas principalmente pela ação do vento solar e seu comprimento médio é de 1.000.000 a 10.000.000 km; e exibem uma coloração amarelada em fotografias coloridas. Entre estes dois casos extremos podem ocorrer muitos outros intermediários. No caso da terra se encontrar no plano da órbita, as duas caudas, de poeira e íon, serão vistas superpostas. Os dois casos limites que podem ocorrer na teoria mecânica é que em um primeiro caso limite, sucede-se uma contínua expulsão de partículas.

A curva instantânea na qual encontramos uma contínua emissão de partículas para determinação das forças de repulsão solar, ou das dimensões das partículas, define a denominada sindinama (sindima). As curvas sindinamas são tangentes aos raios vetores na cabeça do cometa e sua curvatura é sempre mais inclinada em relação à direção do movimento do cometa no plano de sua órbita. O segundo caso-limite é o que ocorre durante as emissões instantâneas de partículas, que definem uma curva síncrona, formada pelas posições atingidas por um conjunto de partículas ejetadas em um mesmo instante e de dimensões diferentes. Uma curva síncrona possui uma curva quase retilínea e faz com a direção radial um ângulo que aumenta com o tempo. Atualmente, distinguem-se dois principais grupos de caudas, segundo sua natureza, forma e espectro. O Grupo I é constituído pelas caudas de gases, apresenta um aspecto quase retilíneo. Raramente as caudas desse tipo fazem um ângulo superior a alguns poucos graus com o raio vetor (linha que liga o Sol ao cometa).

Ela se caracteriza por sua estrutura filamentar, constituída de gás liberado pelo núcleo, o qual é fotodissociado e ionizado (Ionização - Processo de produzir íons mediante a perda ou o ganho, por molécula ou átomo, de um ou mais elétrons) pela radiação solar. O Grupo II compreende as caudas de poeira, são bastante homogêneas e de formatos curvilíneos.

Pelo seu espectro contínuo, é fácil identificar as Raias ou Linhas de Fraunhofer (Raias espectrais de absorção, descobertas no espectro solar pelo astrônomo alemão Joseph von Fraunhofer (1787-1826), e que são designadas por letras, dependendo do seu comprimento de onda e de sua origem, oriundas das radiações solares, refletidas e difundidas pelas partículas sólidas que as constituem. Essas caudas são compostas por graus de poeira, cujas dimensões (cerca de um mícron) foram determinadas através de observação fotométrica (Fotometria - Parte da óptica que investiga os métodos e processos de medida de fluxos luminosos e das características energéticas associadas a tais fluxos.). Geralmente, os cometas periódicos apresentam caudas menores que os cometas de longo mostram extensas caudas. Alguns poucos cometas podem apresentar uma anticauda que se posiciona na frente do Cometa. Várias teorias foram criadas, mas ainda não se tem certeza como e porque isso acontece.

Halo Cometário

O chamado halo ou envelope cometário é um imenso envoltório de hidrogênio formado pela associação da água que cobre cada partícula do Cometa - núcleo, cabeleira e cauda - estendendo-se por milhões e milhões de quilômetros.

Foi detectado um halo ou envoltório de gás que envolve os cometas e que são invisíveis ao olho desarmado e aos telescópios baseados em terra. Esse envoltório foi descoberto primeiramente detectado pelo satélite Observatório Astronômico Orbital (OAO-2) em 1969 que registrou, com seus instrumentos, uma vasta nuvem de hidrogênio de formato quase circular e tênue que envolvia o cometa Tago-Sato-Kosaka 1969 IX, com um diâmetro de milhares de quilômetros.

Fotografias posteriores ao descobrimento mostraram evidência de uma nuvem de hidrogênio quase circular, com um diâmetro de 800.000 km.

Em abril de 1970 o Observatório Geofísico Orbital (OGO-5) conseguiu confirmar a existência desse envelope de hidrogênio no cometa Bennett 1970 II. O envoltório do cometa Bennett 1970 II, se mostrou ainda maior que no cometa anterior; seu diâmetro foi calculado em 15.000.000 km.

A observação de sistemas de halos ou envoltório, às vezes chamados de envelope, só pode ser vistos no ultravioleta (radiação normalmente absorvida pela atmosfera da Terra sendo impossível ser detectado do solo porque a atmosfera da Terra impede a passagem desse tipo de radiação Assim, o halo ou envelope de hidrogênio que envolve o cometa só é detectado por satélites e observatórios colocados no espaço. Ele apresenta forma alongada na direção contrária à do sol e suas moléculas se deslocam com velocidade de expansão de mais ou menos 8 km/s.

Núcleo Cometário

O caroço sólido, parte centralmente localizada do cometa é conhecida como o " núcleo ". O núcleo é um repositório de pó e gases congelados. Quando aquecido pelo Sol, os gases sublimam e produzem uma atmosfera que cerca o núcleo conhecida como o coma que é varrido, em algumas ocasiões, para formar a cauda do cometa.

Na hipótese formulada pelo astrônomo americano Fred Whipple, o núcleo do Cometa pode ser definido, grosso modo, como semelhante ao conceito de uma ''bola de neve suja''. Segundo esse modelo, no núcleo rochoso há gelo constituído de água, poeira e outros gases congelados, além de componentes orgânicos sólidos aglomerados pela gravidade e coesos por uma capa externa congelada. O núcleo, também chamado de Molécula Mãe, é a parte permanente do Cometa.

Pelo que se pode ver através das observações indiretas da Terra é composto principalmente de água, metano, amoníaco e anidrido carbônico; todos em baixíssimas temperaturas em estado congelado. Misturada com os gelos encontra-se grande quantidade de poeira com dimensões de milésimos de milímetros e, segundo as novas teorias, também de um cerne rochoso.

O núcleo dos cometas apresenta albedo (capacidade de refletir a luz) muito baixo, significando que eles absorvem muito mais luz do que as reflete. Por isso, quando eles estão muito longe do Sol e os gases ainda estão congelados, são praticamente invisíveis, podendo aparecer como pontos estelares apenas em grandes telescópios. Além disso, suas pequenas dimensões também contribuem para essa invisibilidade. As cores do núcleo variam do preto aos tons de cinzas e ao avermelhado, de acordo com as relações entre a poeira e o gelo da superfície.

Com o estudo da análise espectral dos gases emitidos, a composição química do núcleo já era conhecida antes do encontro da sonda Giotto com o cometa Halley em 1986. Há silicatos comuns e muitos elementos sob forma atômica e forma de moléculas (talvez complexas) compostas de carbono, oxigênio, hidrogênio e nitrogênio, além de radicais de OH.

O núcleo de um cometa pode apresentar muitos formatos, a forma mais comum é a figura elipsóide de três eixos, com dimensões que variam entre 1 e 10 km, podendo haver alguns cometas com núcleos de dimensões maiores. Em geral, as densidades são baixas, com valores compreendidos entre 0,2 e 1,2 vez a densidade da água. A determinação do diâmetro do núcleo é muito difícil. Algumas observações mais apuradas permitem estima-lo indiretamente e, ao que parece, o melhor processo é o de deduzir seu diâmetro a partir do brilho aparente em processos fotométricos. Uma outra condição favorável para efetuar essa medida é quando um cometa se aproxima muito da Terra.

Semelhante aos outros corpos celestes, o núcleo dos cometas gira ao redor de um eixo com períodos muito diversos, que variam de algumas poucas horas a cerca de 10 dias. A aparência de um núcleo cometário depende muito do aumento do instrumento utilizado. Com um instrumento de pequena abertura (200mm) observa-se uma pequena nebulosidade brilhante no interior da coma. Com um instrumento mais potente, essa nebulosidade se apresenta como uma pequena mancha circular, de alguns milímetros de arco de diâmetro. A esse núcleo dá-se o nome de Núcleo Nebuloso. Mas, o verdadeiro núcleo sólido central, denominado Núcleo Estelar, é de observação extremamente difícil através de instrumentos baseados na Terra.

Os tamanhos de núcleos cometários são principalmente desconhecidos porque sua medida é muito difícil. Nós temos medidas fidedignas dos tamanhos de cerca de 10 núcleos. A maioria deles tem diâmetros de alguns km entre 10 ou 20 km. O núcleo de cometa Schwassmann-Wachmann 1 provavelmente é um dos maiores (talvez 20 km), como é o núcleo de cometa Hale-Bopp (talvez 40 km). No caso especial do cometa Halley cujo núcleo de 20 km é amoldado em forma de uma batata alongada foi resolvido pelas máquinas fotográficas de astronave, e seu tamanho apresenta-se reduzido. O verdadeiro núcleo de um cometa só foi visto duas vezes - Halley e Borrelly, através de astronave que conseguiram chegar próximas ao núcleo desses cometas.

Do solo, o núcleo estelar está sempre envolvido em uma nuvem de pó e gás que o rodeia e esconde de nossa vista o verdadeiro núcleo. Conseqüentemente, condições como condensação estelar e condensação nuclear são freqüentemente usadas quando um cometa é visto com uma coma pontuada como estrela (brilho estelar) no centro do cometa.

O espectro do núcleo nebuloso apresenta um componente contínuo e bandas de emissão molecular. O espectro contínuo apresenta as raias de Fraunhofer, originadas da difusão, pelas partículas sólidas de poeira, do núcleo das radiações oriundas do Sol. A variação do espectro de banda, dependendo da distância do cometa ao Sol, apresenta raias de CN, NH³, C², CH, OH, NH, quando a uma distância de 3A. Se o periélio do cometa atinge distancias menores que 0,1A, em determinados cometas, desenvolvem-se raias de Na, Fe, Cr e Ni. É denotada a magnitude do " núcleo " m2 e normalmente não é de muito uso porque a pessoa não vê de verdade tal o que m2 representam. Em geral, o valor de m2 se porá mais lânguido quando é aplicado maior ampliação ao equipamento que observamos.

Tipos de Núcleos

Os cientistas que pesquisam cometas têm muitas idéias e teorias, mas não muitas certezas quanto à estrutura interior dos núcleos cometários. O pouco que se conhece sobre o assunto nos vem de deduções de observações de cometas que se partiram. Inicialmente, dois modelos foram formulados para o que seria os dois principais tipos de núcleos.

O primeiro modelo de núcleo consistiria inteiramente de gelo, gases e poeira em uma massa compacta, e os fragmentos sólidos estariam presos em uma grande esfera de gases congelados. No segundo modelo o núcleo possuiria um interior denso com uma capa de gelo e poeira. O núcleo seria menor e sua superfície apresentaria maior porcentagem de partículas sólidas e poeira, formando um tipo de casca em conseqüência das repetidas passagens pelo periélio e conseqüentes exposições ao calor e às radiações solares.

Segundo Nelson Travnik, em seu livro ''Cometas, os vagabundos do espaço'', grosso modo, podemos imaginar o núcleo cometário, pelos dois tipos descritos acima, como sendo um aglomerado de gases congelados (amônia, metano, dióxido de carbono e água) envolvendo fragmentos sólidos em uma mistura homogênea, com grande quantidade de poeira fina. Nesse sentido, a expressão genérica de ''uma bola de neve suja'' para definir o núcleo de cometas, é até certo ponto válida, mas não totalmente satisfatória.

Se levarmos em conta que o material que forma a coma e a cauda são provenientes do núcleo e se dissipam no espaço, ainda assim, após várias passagens pelo Sol, alguns cometas ainda são visíveis apesar da contínua emissão de material pela ação solar, resultando na perda de sua massa; podemos concluir que, realmente, uma grande porção do núcleo é constituída de material volátil e poeira congelada. Todavia, repetidas passagens pelo Sol e elevada perda de massa em núcleos de pequenos tamanhos aquecidos pelo intenso calor solar, tais núcleos seriam vaporizados em uma ou duas passagens por seu periélio e/ou se partiriam com muita facilidade. Mas alguns pequenos núcleos continuam ativos, principalmente em cometas rasantes solares e dessa forma podemos concluir que provavelmente deve existir um pequeno caroço interno sólido composto de rocha e/ou rocha-metálico. Além disso, quando um cometa tem seu material volátil findado seu caroço ficará apenas como um objeto Apolo orbitando o Sistema solar.

Pela teoria que os corpos cometários foram formados juntamente com o resto do sistema solar nos primórdios de sua criação, e que por algum motivo pequenos corpos rochosos foram expulsos para as regiões mais geladas longe do Sol, isso também explicaria que os núcleos cometários possam apresentar um caroço composto de rocha e outros materiais, até certo ponto análogos ao dos pequenos asteróides. Além do que, os núcleos cometários apresentam cor escura e de albedo bastante baixos para corpos que fossem compostos apenas de gelo, poeira e gases congelados. Teoricamente isso é discutível, mas, por enquanto, até que se consiga enviar uma sonda planetária que possa pousar no núcleo de um cometa, perfura-lo, colher material e traze-los para que possam ser analisados nos laboratórios da Terra, não se tem certeza absoluta da estrutura interna dos núcleos cometários.

Uma outra teorias mais recente classifica, o interior dos núcleos cometários pode ser basicamente de 3 tipos:

Núcleos Monolíticos -A teoria mais simples é que o núcleo seja um único e coeso corpo de composição interna uniforme. Uma crosta composta de pedregulho e poeira unidos por gelo e cujo pedregulho fica exposto quando ocorre a sublimação devido ao aquecimento solar quando o núcleo se aproxima do Sol. O núcleo monolítico seria forte e resistente, assim não está claro que o modelo de núcleo monolítico possa explicar observações de cometas que se partiram devido a minúsculas forças tencionais. Todavia, se um núcleo monolítico apresentar partes mais frágeis, estas sim poderiam romper-se e subdividir o núcleo original.

Núcleos de Multicomponentes -O núcleo de múltiplos componentes, também conhecido como núcleo de pedregulhos empilhados, consiste em muitas estruturas livres de corpos independentes que se uniram através de mútua atração gravitacional, havendo muito mais componentes do que no esquema que apresentamos. Os corpos as vezes são identificados como planetesimais de precursor individual do disco protoplanetário. Alguns estudiosos gostam de pensar que as subunidades dentro do núcleo poderiam ser planetesimais de localizações originais muito diferentes na nebulosa solar. Nesse caso eles poderiam ter diferentes composições. Um envelope envolveria, como um manto, todos os componentes como no modelo do Núcleo Monolítico. Assim, os blocos que edificam o núcleo não são firmemente ligados, fazendo com que o núcleo de multicomponentes seja muito fraco. Isso se ajusta com o que se pensa e sabemos sobre as forças dos cometas. Este tipo de núcleo também explicaria porque alguns cometas se rompem dividindo-se em duas ou mais partes.

Núcleos Diferenciados -Alguns cientistas especulam que poderiam ser núcleos parcialmente diferenciados, da mesma maneira que a Terra se diferencia em caroço férreo mais estrutura de manto rochoso. Todavia, tais diferenciações em camadas não são muitas esperadas em núcleos cometários porque estes objetos são principalmente muitos pequenos para gerarem temperaturas internas muito altas. Porém, duradouro aquecimento radioativo de núcleos de potássio, tório e urânio poderiam ser suficientes para dirigir a migração interna dos gelos mais voláteis (por exemplo, C0 e N²) longe do ''caroço''. Em cometas menores, os núcleos de vidas curtas, poderiam prover o calor.

Muito provavelmente, reais núcleos cometários incorporam características de todos os modelos aqui mostradas. Núcleos pequenos podem ser monolíticos, enquanto os maiores consistem em pedaços aglomerados. O material cometário é pobre em transmissão de calor sendo completamente possível que núcleos grandes possuem caroços esvaziados dos gelos e substâncias mais voláteis.

Composição

A composição do núcleo é determinada medindo a composição da coma. De forma direta nós não sabemos nada sobre a estrutura interior. O dominante volátil é água, seguiu pelo CO, CO2 e outras substâncias presente de espécie secundárias ao nível <1% . Há alguma evidência de variações de quantidades de material entre os cometas. A relação CO/H2O alcançou 0.2 a 0.3 no cometa Halle-Bopp mas é tipicamente 4 ou 5 vezes menor. O pó refratário (não- volátil) consiste em alguns minerais ricos em silicato e carbono CHON (Carbono-hidrogênio-oxigênio-nitrogênio) e grãos de poeira. As capas superiores do núcleo são voláteis e consiste em um manto " refratário ". A relação de massa volátil para a massa refratária está provavelmente próxima de 1.

As vidas de cometas ativos estão limitadas por pelo menos duas razões: Primeiro, os núcleos estão perdendo massa a taxas que não podem ser sustentadas por muito tempo. Por exemplo, um núcleo esférico com raio de 5 de km teria uma massa de aproximadamente 4x10^15 kg. Quando perto do sol, este núcleo poderia perder a quantia de 10 toneladas de matéria por segundo, assim a vida de sublimação é de 4x10^11 s = 1000 anos. De qualquer modo, o cometa poderia gastar só parte de seu material a cada órbita perto do sol, e assim continuaria ''vivendo'' por mais de 1000 anos, mas estaria simplesmente impossibilitado de sustentar a perda de massa a 4.5x10^9 idade do sistema solar. Segundo, os cometas ativos estão debaixo do controle gravitacional dos planetas e por isso suas órbitas podem sofrer influencia, principalmente dos gigantes gasosos, e serem modificadas a tal ponto que um cometa nunca mais retorne ao sistema solar interior e/ou então se torne um cometa de longo período.

Cometas

Cometas
Cometas

Os cometas são corpos gelados que orbitam em volta do Sol.

O núcleo (a parte "sólida" do cometa) é relativamente pequeno, na maior parte das vezes não ultrapassa muito os 10 km de diâmetro.

Quando um cometa está muito longe do Sol, ele é apenas formado pelo núcleo, tendo este uma forma irregular. O núcleo é constituído essencialmente por gelo misturado com partículas rochosas ou metálicas. Este modelo, hoje o mais aceite na comunidade cientifica, é chamado de bola de neve suja.

Quando um cometa na sua viagem pelo Sistema Solar, se vai aproximando do Sol chegando a algumas centenas de milhões km, os gases que até ali estavam congelados começam a sublimar. Estes escapam-se para o espaço juntamente com partículas sólidas (poeiras). Este material expande-se por vários milhares de km em volta do núcleo dando origem à cabeleira ou coma.

À medida que o cometa aproxima-se mais do Sol, surgem várias caudas oriundas do núcleo: a cauda de poeiras e a cauda de iões.

Essas caudas são causadas pela pressão da radiação solar e por colisões de partículas do vento solar, sendo esse o motivo das caudas surgirem sempre em sentido contrário em relação ao Sol.

Existem cometas de curto período, que são cometas que demoram até algumas centenas de anos a completar uma volta ao redor do Sol. Esses cometas estarão provavelmente associados à Cintura de Kuiper. Dentro desta categoria podemos dar o exemplo do famoso cometa Halley.

Os cometas de longo período podem demorar entre dezenas de milhares de anos a vários milhões de anos a completar uma volta ao Sol. Esses cometas deverão de estar associados à Nuvem de Oort, como são os casos dos cometas Hale-Bopp e Hyakutake.

Por fim ainda existem cometas com órbitas abertas que acabarão por deixar o Sistema Solar.

Sempre que um cometa periódico se aproxima do Sol, o seu núcleo perde alguns metros da camada superficial, criando um rasto de gases e poeiras ao longo da sua órbita.

Os cometas deixam atrás de si uma nuvem de meteoróides, sendo que em alguns casos o nosso planeta Terra acaba por se cruzar com uma dessas nuvens, produzindo-se as chamadas chuvas de meteoros. Existe portanto uma relação entre as chuvas de meteoros e os cometas.

Como são formados os cometas?

Vida e Origem dos Cometas

A vida média dos cometas não ultrapassa 10 milhões de anos. Acredita-se que os núcleos dos cometas estão vagando pelo espaço fora do sistema solar. Devido ao movimento do Sol ao redor do núcleo galático, esses objetos são capturados pelo campo gravitacional do Sol e se transformam em cometas. Foi susposto na década de 50, por Jan Hendrik Oort (1900), a existência de uma nuvem de cometas (Nuvem de Oort) próxima do Sol (em relação às distâncias galáticas), a cerca de 100.000 U.A.. Essa nuvem estaria distribuída de forma esférica ao redor do Sol. Sua origem poderia ser os próprios restos do sistema solar, que se solidificaram nessa região. Algumas anomalias gravitacionais provocadas pelas estrelas próximas, poderiam tirar alguns corpos de suas posições e esses serem atraídos pelo Sol.

Ao entrarem em direção ao sistema solar, esses corpos poderiam adquirir três tipos de órbita:

Parabólica e Hiperbólica - Que se aproximam uma única vez do Sol e retornam ao espaço inter-estelar. São os cometas não-periódicos. 
Elíptica - São os cometas periódicos. Esse tipo de órbita é geralmente é provocada pela influência gravitacional dos planetas, pricipalmente Júpiter e Saturno, que têm a tendência de prenderem os cometas ao sistema solar.

Os cometas são os objetos celestes que mais deram origem a temores e superstições no passado e hoje despertam enorme curiosidade. Podem ser periódicos, como o cometa Halley e outros, que percorrem uma órbita regular ao redor do Sol. E os não-periódicos que entram no sistema solar e voltam ao espaço interestelar.

Da análise da estrutura física dos cometas, quando estes estão no periélio, são divididos em três partes principais a saber: 

NÚCLEO - Constatou-se que todos os fenômenos que ocorrem no cometa, tem a sua origem a partir de seus núcleos sólidos e com poucos quilômetros de diâmetro. O núcleo, ao aproximar-se do Sol, dá origem à cabeleira e à cauda. Por serem corpos pequenos (baixa atração gravitacional) e movimentando-se muito rápido nas proximidades do Sol, a cada passagem pelo mesmo, ocorre um aumento muito grande da cauda, que implica em perdas de matéria. A matéria que compõem a formação dos núcleos corresponde a uma espécie de gêlo sujo com massa variando de 1,0kg a algumas dezenas de toneladas. 
CABELEIRA - Aparece sob a forma de nebulosidade sobre o núcleo, como uma espécie de atmosfera que pode ter seu volume muito maior que a Terra. É mais brilhante do que a cauda a qual dá origem. A presença predominante de componentes simples, à base de hidrogênio e de oxigênio, revela que o cometa se constitui de água em dois estados, sólido e gasoso, sendo o estado líquido inexistente. 
CAUDA - A cauda é provocada pela ação dos ventos solares, por isso nas proximidades do Sol a cauda aumenta, pois a densidade dos ventos solares é maior. Acredita-se que a cada passagem pelo Sol o diâmetro do núcleo do cometa diminua em alguns metros.

Os cometas possuem dois tipos de caudas: uma constituída de poeira neutra e a outra de plasma, isto é, elétrons e gases ionizados. A primeira, de cor amarelada, reflete a luz solar e a segunda, em tom azulado, produzida principalmente pelo CO. A cauda é formada pela pressão eletromagnética (exercida pela luz), e pelo vento solar. É oposta à atração gravitacional, ou seja, aponta sempre na direção radial contrária a do Sol.

Edmund Halley era grande amigo do físico Isaac Newton, na Inglaterra, há quase 400 anos. Newton havia publicado, em 1686, seu livro "Princípios Matemáticos da Filosofia Natural", todo em latim, como era costume na época. E no "Principia" - como ficou mais conhecido - explicou de forma detalhada como os planetas giram em órbitas elípticas, quase circulares, em torno do Sol, sob a influência da força gravitacional.

Halley resolveu comprovar o que Newton afirmara. Juntou todas suas anotações sobre cometas. Pesquisou e descobriu que um cometa visto por ele em 1682, tinha características e trajetória muito semelhantes a outros dois, cuja passagem estava documentada em 1607 e 1531. Concluiu que se tratava do mesmo corpo celeste que se aproximava da Terra a cada 76 anos.

Ele estava certo: o cometa voltou, em 1758 e foi batizado com o nome do astrônomo.

Depois disso, o Halley voltou a cruzar a órbita terrestre em 1835, 1910 e 1985. Em 1986, cinco espaçonaves, da Rússia, do Japão e da Comunidade Européia aproximaram-se do Halley. Foi quando a nave Giotto, da Agência Espacial Européia, fotografou pela primeira vez o núcleo de um cometa. Calcula-se que sua próxima passagem pelo Sistema Solar será em 2061.

Fonte: www.skyandtelescope.com/br.geocities.com/www.astro.110mb.com

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