Dinámica
Los cometas están típicamente en órbitas más excéntricas e inclinadas que otros cuerpos del sistema solar. En general, los cometas se clasificaron inicialmente en dos grupos dinámicos: los cometas de período corto con períodos orbitales inferiores a 200 años y los cometas de período largo con períodos orbitales superiores a 200 años. Los cometas de período corto se dividieron en dos grupos, los cometas de la familia Júpiter con períodos más cortos de aproximadamente 20 años y los cometas de tipo Halley con períodos más largos de 20 años pero más cortos de 200 años. En 1996, el astrónomo estadounidense Harold Levison introdujo una nueva taxonomía que involucraba una cantidad llamada parámetro Tisserand:
T = aJ / a + 2 1/2 cos i
donde a, e e i son el eje semimayor, excentricidad e inclinación de la órbita del cometa, respectivamente, y aJ es el eje semimayor de la órbita de Júpiter. El parámetro Tisserand es aproximadamente constante para cualquier órbita de cometa dada y fue creado por el astrónomo francés Félix Tisserand para reconocer e identificar cometas periódicos que regresaban a pesar de que sus órbitas habían sido perturbadas por Júpiter.
Los cometas de la familia Júpiter tienen parámetros de Tisserand (T) entre 2.0 y 3.0, y los cometas de tipo Halley y de largo período tienen valores de T inferiores a 2.0. Los asteroides generalmente tienen valores de T superiores a 3.0. Sin embargo, hay algunos cometas periódicos cuyas órbitas han evolucionado a valores de T superiores a 3 y algunos asteroides con valores de T inferiores a 3. Se ha demostrado que muchos de estos últimos son probablemente núcleos de cometas extintos o inactivos.
Otra diferencia importante en los grupos dinámicos son sus distribuciones de inclinación orbital. Los cometas de la familia de Júpiter típicamente tienen órbitas modestamente inclinadas a la eclíptica (el plano de la órbita de la Tierra), con inclinaciones de hasta aproximadamente 35°. Los cometas de tipo Halley pueden tener inclinaciones mucho más altas, incluyendo órbitas retrógradas que giran alrededor del Sol en la dirección opuesta, aunque no totalmente aleatorias. Los cometas de largo período tienen inclinaciones totalmente aleatorias y pueden acercarse al sistema planetario desde todas las direcciones. Como resultado, los cometas de la familia Júpiter también se conocen como” cometas eclípticas”, mientras que los cometas de largo período también se conocen como “cometas casi isótropos”.”
Las inclinaciones de las órbitas cometarias proporcionan pistas importantes sobre su origen. Como se mencionó anteriormente, las simulaciones dinámicas muestran que la gran concentración de órbitas de cometas de la familia Júpiter cerca de la eclíptica solo puede originarse a partir de una fuente aplanada de cometas. Esa fuente es el cinturón de Kuiper, un disco aplanado de cuerpos helados más allá de la órbita de Neptuno y que se extiende al menos a 50 UA del Sol. El cinturón de Kuiper es análogo al cinturón de asteroides y está compuesto por cuerpos ricos en hielo que nunca tuvieron tiempo suficiente para formar un planeta más grande.
Más específicamente, la fuente de los cometas de la familia de Júpiter se llama el disco disperso, los cometas del cinturón de Kuiper que están en órbitas más inclinadas y excéntricas, pero con perihelios cercanos a Neptuno. Neptuno puede dispersar gravitacionalmente cometas desde el disco disperso hacia adentro para convertirse en cometas de la familia Júpiter o hacia afuera a la nube de Oort.
Como se describió anteriormente, la fuente de los cometas de largo período es la nube de Oort, que rodea el sistema solar y se extiende a distancias interestelares. La clave para reconocer esto fue la distribución de las energías orbitales, que mostró que una gran fracción de los cometas de largo período se encontraban en órbitas muy distantes con ejes semimayores de ~25.000 UA o más. Las órbitas de los cometas en la nube de Oort son tan distantes que están perturbadas por estrellas que pasan al azar y por fuerzas de marea del disco galáctico. Una vez más, las simulaciones dinámicas muestran que la nube de Oort es la única explicación posible para el número observado de cometas con órbitas muy distantes que todavía están unidas gravitacionalmente al sistema solar.
Los cometas de nubes de Oort están en órbitas aleatorias tanto en inclinación como en orientación. Sin embargo, hay algunas desviaciones de la aleatoriedad que revelan la importancia de la marea galáctica en el envío de cometas a la región visible donde se pueden observar. La marea galáctica y las perturbaciones estelares deben actuar juntas para proporcionar un flujo de estado estacionario de nuevos cometas de largo período.
La explicación general para la formación de cometas en la nube de Oort es que son planetesimales helados de la región de los planetas gigantes. A medida que se formaron, los planetas gigantes en crecimiento dispersaron gravitacionalmente a los planetesimales restantes de sus zonas. Ese es un proceso ineficiente, solo alrededor del 4 por ciento de los cometas expulsados se capturan en la nube de Oort. La mayor parte del resto son expulsados en órbitas hiperbólicas al espacio interestelar.
También es posible que si el Sol se formó en un grupo de estrellas, como la mayoría de las estrellas, entonces podría haber intercambiado cometas con las crecientes nubes de Oort de esas estrellas cercanas. Eso podría ser un contribuyente significativo a la población de la nube de Oort.
La fuente de los cometas de tipo Halley con sus inclinaciones intermedias y excentricidades es todavía un tema de debate. Tanto el disco disperso como la nube de Oort se han sugerido como fuentes. Puede ser que la explicación se base en una combinación de los dos reservorios cometarios.
Los astrónomos a menudo han debatido la existencia de cometas interestelares. Solo unos pocos cometas observados tienen soluciones de órbita hiperbólica, y siempre son apenas hiperbólicas con excentricidades de hasta aproximadamente 1,0575. Eso se traduce en cometas con velocidades excesivas de aproximadamente 1-2 km (0.5-1 millas) por segundo, un valor muy pequeño e improbable, dado que el movimiento del Sol en relación con las estrellas cercanas es de aproximadamente 20 km (12 millas) por segundo. Un cometa verdaderamente interestelar con ese exceso de velocidad tendría una excentricidad de 2.
