dinâmicas
cometas são tipicamente em órbitas mais excêntricas e mais inclinadas do que outros corpos no sistema solar. Em geral, os cometas foram inicialmente classificados em dois grupos dinâmicos: os cometas de curto período com períodos orbitais menores que 200 anos e os cometas de longo período com períodos orbitais maiores que 200 anos. Os cometas de curto período foram divididos em dois grupos, os cometas da família Júpiter com períodos menores que cerca de 20 anos e os cometas Tipo Halley com períodos maiores que 20 anos, mas menores que 200 anos. Em 1996, o astrônomo norte-Americano Harold Levison introduziu uma nova taxonomia que envolveu uma quantidade chamada Tisserand parâmetro:
T = aJ/a + 2 1/2 cos i
onde a, e e i são o semi-eixo maior, excentricidade e inclinação da órbita do cometa, respectivamente, e aJ é o semi-eixo maior da órbita de Júpiter. O parâmetro Tisserand é aproximadamente constante para qualquer órbita de cometa e foi criado pelo astrônomo francês Félix Tisserand, a fim de reconhecer e identificar os cometas periódicos retornados, apesar de suas órbitas terem sido perturbadas por Júpiter.Os cometas da família Jupiter têm parâmetros T entre 2.0 e 3.0, e os cometas do tipo Halley e de longo período têm valores T inferiores a 2.0. Os asteroides geralmente têm valores T superiores a 3.0. No entanto, existem dois cometas periódicos cujas órbitas evoluíram para valores T superiores a 3 e alguns asteroides com valores T inferiores a 3. Muitos destes últimos têm sido mostrados como provavelmente extintos ou núcleos de cometas inativos.Outra diferença importante nos grupos dinâmicos é a distribuição de sua inclinação orbital. Os cometas da família Júpiter possuem órbitas modestamente inclinadas para a eclíptica (o plano da órbita da terra), com inclinações até cerca de 35°. Os cometas do tipo Halley podem ter inclinações muito mais altas, incluindo órbitas retrógradas que vão ao redor do sol na direção oposta, embora não totalmente aleatórias. Os cometas de longo período têm inclinações totalmente aleatórias e podem se aproximar do sistema planetário de todas as direções. Como resultado, os cometas da família Júpiter também são conhecidos como” cometas eclípticos”, enquanto os cometas de longo período também são conhecidos como “cometas quase isotrópicos”.”
as inclinações das órbitas dos cometas fornecem pistas importantes para a sua origem. Como mencionado acima, simulações dinâmicas mostram que a grande concentração de cometa da família Júpiter Orbita perto da eclíptica só pode ser originada de uma fonte achatada de cometas. Essa fonte é o cinturão de Kuiper, um disco achatado de corpos gelados além da órbita de Netuno e estendendo-se a pelo menos 50 UA do sol. O cinturão de Kuiper é análogo ao cinturão de asteroides e é composto por corpos ricos em gelo que nunca tiveram tempo suficiente para se formar em um planeta maior.Mais especificamente, a fonte dos cometas da família Júpiter é chamada de disco disperso, cometas do cinturão de Kuiper que estão em órbitas mais inclinadas e excêntricas, mas com periélio próximo a Netuno. Netuno pode gravitacionalmente dispersar cometas do disco disperso para dentro para se tornar cometas da família Júpiter ou para fora da nuvem de Oort.
como descrito acima, a fonte dos cometas de longo período é a nuvem de Oort, circundando o sistema solar e estendendo-se até distâncias interestelares. A chave para reconhecer isso foi a distribuição de energias orbitais, que mostrou que uma grande fração dos cometas de longo período estavam em órbitas muito distantes com eixos semimajor de cerca de 25.000 UA ou mais. As órbitas dos cometas na nuvem de Oort são tão distantes que são perturbadas por estrelas que passam aleatoriamente e por forças de maré do disco galáctico. Mais uma vez, simulações dinâmicas mostram que a nuvem de Oort é a única explicação possível para o número observado de cometas com órbitas muito distantes que ainda estão gravitacionalmente ligadas ao sistema solar.
os cometas de nuvem de Oort estão em órbitas aleatórias tanto na inclinação quanto na orientação. Há, no entanto, alguns desvios da aleatoriedade que revelam a importância da maré galáctica no envio de cometas para a região visível onde podem ser observados. A maré Galáctica e as perturbações estelares devem agir em conjunto para fornecer um fluxo estável de novos cometas de longo período.
a explicação geral para a formação de cometas na nuvem de Oort é que eles são planetesimais gelados da região dos planetas gigantes. À medida que se formaram, os planetas gigantes em crescimento gravitacionalmente dispersaram os planetesimais restantes das suas zonas. Isso é um processo ineficiente, apenas cerca de 4% dos cometas ejetados sendo capturados na nuvem de Oort. A maioria dos restantes são ejetados em órbitas hiperbólicas para o espaço interestelar.Também é possível que se o sol se formasse em um aglomerado de estrelas, como a maioria das estrelas, então ele poderia ter trocado cometas com as crescentes nuvens de Oort daquelas estrelas próximas. Isso pode ser um contribuinte significativo para a população da nuvem de Oort.
a fonte dos cometas do tipo Halley com suas inclinações intermediárias e excentricidades ainda é uma questão de debate. Tanto o disco disperso quanto a nuvem de Oort foram sugeridas como fontes. Pode ser que a explicação esteja na combinação dos dois reservatórios cometários.
astrônomos têm debatido frequentemente a existência de cometas interestelares. Apenas alguns cometas observados têm soluções orbitais hiperbólicas, e estes são sempre apenas hiperbólicos com excentricidades até cerca de 1,0575. Isso se traduz em cometas com velocidades excessivas de cerca de 1-2 km (0.1,5 milha) por segundo, um valor muito pequeno e improvável, dado que o movimento do Sol em relação às estrelas próximas é de cerca de 20 km (12 milhas) por segundo. Um cometa verdadeiramente interestelar com essa velocidade excessiva teria uma excentricidade de 2.
