Introdução

     Os cometas são corpos celestes constituídos de gelo e poeira. O modelo apresentado pelo astrônomo americano Fred Lawrence Whipple em 1950, define os cometas como sendo bolas de gelo sujo. A parte sólida no interior dos cometas é o núcleo, e normalmente tem 1 a 10 Km de diâmetro, composto predominantemente por água, metano, amônia e dióxido de carbono, todos em estado sólido. Devido a sua massa pequena, os cometas não conseguem se tornar esféricos sob sua própria gravidade, e por isto tem formas irregulares. Surpreendentemente, os núcleos cometários estão entre os objetos mais escuros existentes no sistema solar. A sonda Giotto descobriu que o núcleo do cometa Halley reflete aproximadamente 4% da luz que incide sobre ele, e a Deep Space 1 descobriu que a superfície do cometa Borrelly reflete entre 2,4 e 3% da luz incidente sobre ele. Acredita-se que os compostos orgânicos complexos sejam o material superficial escuro. O aquecimento solar retira os componentes voláteis, deixando atrás compostos orgânicos de cadeia longa pesados que tendem a ser bastante escuros. É a cor escura da superfície cometária que permite que eles absorvam o calor necessário para causar a saída dos gases.

    Quando um cometa se aproxima do Sol a menos de 5 UA, as partículas são ejetadas do núcleo com velocidades próximas de 0,5 Km/s, ocorrendo sublimação e parte do gelo derrete, formando uma grande nuvem de gás e poeira ao seu redor denominada coma, que é uma parte efêmera com diâmetro da ordem de 100 mil Km. A coma resplandece devido a fluorescência, ou seja um fenômeno de excitação luminosa dos átomos que a compõem, devido à radiação solar ultravioleta. Ocasionalmente um cometa pode experimentar um súbito e imenso jato de gás e poeira, durante o qual o tamanho da coma temporariamente aumenta em tamanho, como aconteceu em 2007 ao cometa Holmes.

    A pressão de radiação do Sol provoca o escape de gás e de poeira da coma formando a cauda, que sempre aponta na direção oposta à do Sol, estendendo-se até cerca de 150 milhões de Km de comprimento. Normalmente podem ser observadas duas caudas, uma cauda de gás e uma cauda de poeira. A cauda de poeira é mais larga, curva, e amarela porque brilha devido à reflexão da luz solar na poeira. A cauda de gás é reta e azul, pois brilha devido à emissão do monóxido de carbono ionizado, cuja freqüência é cerca de 700 THz. A cauda iônica é formada como resultado do efeito fotoelétrico da radiação ultravioleta solar, agindo sobre as partículas da coma. As duas caudas podem ser observadas na imagem abaixo do cometa West-Kohoutek-Ikemura.

                                                    Cometa West-Kohoutek-Ikemura

Copyright © 1975 John Laborde

    Se a carga é suficiente a certas distâncias ao longo da cauda iônica, então as linhas do campo magnético são pressionadas gerando a reconexão magnética. Isto provoca um evento denominado desconexão de cauda. Este fenômeno foi observado em várias ocasiões, mais notavelmente em 20 de abril de 2007, onde a cauda iônica do cometa Encke foi completamente separada quando o cometa passou por uma ejeção de massa coronal. Este fato foi observado pelas sondas STEREO.

O halo é um imenso envoltório de hidrogênio formado pela dissociação da água de cada estrutura do cometa, podendo ser visto da Terra porque emite principalmente raios ultravioletas que são absorvidos pela nossa atmosfera. Esta estrutura foi descoberta no século passado através de satélites artificiais lançados com fins científicos.

    Algumas vezes é observada também uma anti-cauda, isto é, uma cauda na direção do Sol. Essa cauda é um efeito de perspectiva, causado por partículas grandes (0,1 a 1 mm de diâmetro), ejetadas do núcleo, que não são arrastadas pelo vento solar, permanecendo na órbita. Este efeito foi visto, por exemplo, em 1957 no cometa Arend-Roland.

                                    Cometa Arend-Roland

Copyright © 1957 K. W. Schrick

    Ao contrário dos planetas que têm órbitas quase circulares com uma pequena excentricidade, e cujos planos orbitais são quase coplanares, os cometas percorrem órbitas muito elípticas ou até parabólicas e hiperbólicas, e com planos orbitais inclinados, conforme visto na figura a seguir. Nota-se que a excentricidade de uma elipse é maior do que zero e menor do que um; a parábola é um cônica com excentricidade igual a um; a hipérbole tem excentricidade maior que um.

           Órbitas

A maioria dos cometas possui uma órbita elíptica alongada que leva-os próximo do Sol em parte de suas órbitas, e então para os pontos mais distantes do sistema solar no resto da órbita; quanto mais alongada a elipse, mais longo o período. Os cometas são geralmente classificados de acordo com a duração do período orbital, a seguir:

  • Cometas de período curto: são geralmente definidos como tendo períodos orbitais menores que 200 anos. Normalmente suas órbitas levam-nos à região dos planetas exteriores (Júpiter e além) no afélio. Por exemplo, o afélio do cometa Halley está um pouco além da órbita de Netuno. Entre os mais curtos, o cometa Encke possui uma órbita que nunca o coloca além da órbita de Júpiter. Cometas de curto período são divididos em cometas da família de Júpiter (períodos menores que 20 anos) e família Halley (períodos entre 20 e 200 anos).

  • Cometas de longo período: possuem órbitas com uma grande excentricidade e períodos variando dos 200 anos aos milhares ou mesmo milhões de anos, porém permanecem gravitacionalmente confinados ao Sol. Suas órbitas os levam bem além dos planetas exteriores no afélio, e o plano de suas órbitas não necessariamente está próximo da eclíptica.

  • Cometas de aparição única: são similares aos cometas de longo período, mas tem trajetórias parabólicas ou hiperbólicas que fazem com que deixem o sistema solar permanentemente após passar pelo Sol apenas uma vez.

Veja a nomenclatura dos cometas baseada em sua classificação acessando: Nomenclatura

Os cometas periódicos redescobertos num novo retorno, como o Halley, o primeiro cometa cuja periodicidade se comprovou, cuja previsão formulada em 1682 pelo célebre astrônomo inglês Edmund Halley quem, estudando as órbitas de antigos cometas, percebeu que algumas se assemelhavam e podiam ser interpretadas como as sucessivas passagens de um mesmo objeto celeste. Ele reparou que alguns dos registros tinham datas espaçadas de aproximadamente 76 anos. Particularmente, se os cometas de 1531, 1607 e 1682 fossem o mesmo corpo celeste, então ele deveria passar novamente em 1758. Na realidade, todas as passagens do cometa Halley desde o ano 248 AC foram registradas. O cometa Halley retornou em 1758, confirmando a profecia pontualmente numa noite de Natal, porém Edmund Halley não pode contemplar tal fato, pois havia falecido em 1742. No seu último retorno o cometa Halley passou pelo periélio em 9 de fevereiro de 1986, sendo explorado por quatro sondas: duas soviéticas (Vega), duas japonesas (Sakigake e Suisei) e uma européia (Giotto). O seu próximo regresso será em 2061.

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