Edición de «Cometa»

{{otros usos}}
[[Archivo:Comet-Hale-Bopp-29-03-1997 hires adj.jpg|thumb|250px|[[Cometa Hale-Bopp]] (1997). ]]
Un '''cometa''' es un [[cuerpo celeste]] constituido por [[polvo cósmico|polvo]], [[rocas]] y partículas de [[hielo]] que orbita alrededor del [[Sol]] siguiendo diferentes trayectorias [[elíptica|elípticas]]. Los cometas forman parte del [[Sistema solar]], junto con el [[Sol]], los cuatro [[Planeta interior|planetas interiores]], los cuatro [[Planeta exterior|planetas exteriores]], sus respectivos [[Satélite natural|satélite]]s, los [[plutoide]]s y los [[Cuerpo menor del sistema solar|cuerpos menores del sistema solar]].

La mayoría de los cometas describen órbitas elípticas de gran excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol con un período considerable. A diferencia de los asteroides, los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales que se [[sublimación|subliman]] en las cercanías del Sol. A gran distancia (a partir de 5-10{{esd}}[[Unidad Astronómica|UA]]) desarrollan una atmósfera que envuelve al núcleo, llamada ''[[coma (astronomía)|coma]]'' o [[Coma (astronomía)|cabellera]], que está formada por gas y polvo. A medida que el cometa se acerca al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la ''[[cola (astronomía)|cola]]'' característica, la cual está formada por polvo y el gas de la coma ionizado.

Fue después del invento del [[telescopio]] cuando los astrónomos comenzaron a estudiar a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces que la mayoría tienen apariciones periódicas. [[Edmund Halley]] fue el primero en darse cuenta de ello y pronosticó en 1705 la aparición del cometa [[Cometa Halley|Halley]] en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de 76&nbsp;años, aunque murió antes de comprobar su predicción. Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo es posible verlos cuando están cerca del Sol y por un corto periodo de tiempo.

Los cometas son generalmente descubiertos de manera visual o usando telescopios de  campo ancho u otros medios de magnificación espacial óptica, tales como los binoculares. Sin embargo, aun sin acceso a un equipo óptico, es posible descubrir un cometa rasante solar [[en línea]] si se dispone de una computadora y conexión a Internet. En los años recientes, el Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans) (DVSO) ha permitido a muchos astrónomos aficionados de todo el mundo descubrir nuevos cometas en línea (frecuentemente en tiempo real) usando las últimas imágenes del [[SOHO|Telescopio Espacial SOHO]]. Un caso reciente (28 de noviembre de 2013) de un cometa rasante del Sol que resultó volatilizado al aproximarse al Sol ha sido [[ISON]]<ref>{{cita web |url=http://diarium.usal.es/guillermo/files/2014/02/ISONElCometadelSiglo_GuillermoSanchez.pdf|título= ISON: El cometa del siglo que se desvaneció|fechaacceso= 7 de febrero de 2014}}</ref> que procedía probablemente de la nube de Oort. Las órbitas periódicas tienen forma de elipses muy excéntricas.<ref>{{cite web |last=Johnston |first=Robert |title=Known populations of solar system objects |url=http://www.johnstonsarchive.net/astro/sslist.html |date=2 de agosto de 2014 |accessdate=19 de enero de 2015 |fechaarchivo=8 de mayo de 2013 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20130508140523/http://johnstonsarchive.net/astro/sslist.html |deadurl=yes }}</ref><ref name="Erickson2003">{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=lwbivW5YKoYC&pg=PA123 |title=Asteroids, Comets, and Meteorites: Cosmic Invaders of the Earth |series=The Living Earth |publisher=Infobase |location=New York |first=Jon |last=Erickson |page=123 |date=2003 |isbn=978-0-8160-4873-1}}</ref><ref name="Couper2014">{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=YXkRBAAAQBAJ&pg=PA222 |title=The Planets: The Definitive Guide to Our Solar System |publisher=Dorling Kindersley |location=Londres |first1=Heather |last1=Couper |first2=Robert |last2=Dinwiddie |first3=John |last3=Farndon |first4=Nigel |last4=Henbest |first5=David W. |last5=Hughes |first6=Giles |last6=Sparrow |first7=Carole |last7=Stott |first8=Colin |last8=Stuart |page=222 |date=2014 |isbn=978-1-4654-3573-6}}</ref><ref>{{cite web |url=http://etymonline.com/?term=comet |title=Comet (n.) |publisher=Online Etymology Dictionary |last=Harper |first=Douglas |accessdate=30 de julio de 2013}}</ref>
[[Archivo:Kométa C-2020 F3 (NEOWISE).jpg|izquierda|miniaturadeimagen|[[C/2020 F3 (NEOWISE)|Cometa Neowise]] (2020).]]
Los cometas se distinguen de los [[asteroides]] por la presencia de una atmósfera extendida, no ligada a la gravedad, que rodea su núcleo central. Esta atmósfera tiene partes denominadas coma (la parte central que rodea inmediatamente al núcleo) y cola (una sección típicamente lineal que consiste en polvo o gas expulsado de la coma por la ligera presión del Sol o por el plasma del viento solar). Sin embargo, los [[Cometa extinto| cometas extintos]] que han pasado cerca del Sol muchas veces han perdido casi todo su [[volatilidad (química)|polvo]] y pueden llegar a parecerse a pequeños asteroides.<ref>{{cite web |title=¿Cuál es la diferencia entre asteroides y cometas |url=http://www.esa. int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Frequently_asked_questions |work=Preguntas frecuentes de Rosetta |publisher=[[Agencia Espacial Europea]] |access-date=30 de julio de 2013}}</ref> Se cree que los asteroides tienen un origen diferente al de los cometas, al haberse formado dentro de la órbita de Júpiter en lugar de en el sistema solar exterior.<ref>{{cite web |title=Qué son los asteroides y los cometas |url=http://neo.jpl.nasa.gov/faq/#ast |work=Near Earth Object Program FAQ |publisher=NASA |access-date=30 de julio de 2013 |fechaarchivo=9 de septiembre de 2010 |urlarchivo=https://web.archive.org/web/20100909210213/http://neo.jpl.nasa.gov/faq/#ast |deadurl=yes }}</ref><ref>{{cite journal |title=Comparación del polvo del cometa 81P/Wild 2 con el polvo interplanetario de los cometas |last1=Ishii |first1=H. A. |last2=Bradley |first2=J. P. |last3=Dai |first3=Z. R. |last4=Chi |first4=M. |last5=Kearsley |first5=A. T. |last6=Burchell |first6=M. J. |last7=Browning |first7=N. D. |last8=Molster |first8=F. |display-authors=1 |journal=Science |volume=319 |issue=5862 |pages=447-50 |date=2008 |doi=10.1126/science.1150683 |pmid=18218892 |bibcode=2008Sci...319..447I|s2cid=24339399 }}</ref> El descubrimiento de [[cometas del cinturón principal]] y de planetas menores activos [[Centauro (astronomía)|centauro]] ha difuminado la [[Asteroide#Terminología|distinción entre asteroides y cometas]]. A principios del {{siglo|XXI||s}}, el descubrimiento de algunos cuerpos menores con órbitas de cometa de período largo, pero con características de asteroides del sistema solar interior, fueron llamados [[cometa Manx]]. Todavía se clasifican como cometas, como el C/2014 S3 (PANSTARRS).<ref>{{cite web |url=https://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?orb=1;sstr=2014+S3 |title=JPL Small-Body Database Browser C/2014 S3 (PANSTARRS)}}</ref> Entre 2013 y 2017 se encontraron 27 cometas Manx.<ref>{{cite journal |title=Chasing Manxes: Long- Period Comets Without Tails |journal=AAA/Division for Planetary Sciences Meeting Abstracts #49 |last1=Stephens |first1=Haynes |last2=Meech |first2=Karen Jean |last3=Kleyna |first3=Jan |last4=Keane |first4=Jacqueline |last5=Hainaut |first5=Olivier |last6=Yang |first6=Bin |last7=Wainscoat |first7=Richard J. |last8=Micheli |first8=Marco |last9=Bhatt |first9=Bhuwan |last10=Sahu |first10=Devendra |display-authors=1 |at=420.02 |date=Octubre 2017 |volume=49 |bibcode=2017DPS....4942002S}}</ref>

A partir de abril de 2021 hay 4.595 cometas conocidos,<ref>{{cite web |url=https://minorplanetcenter.net/|title=Cometas descubiertos |website=Minor Planet Center|access-date=2021-04-27}}</ref> un número que aumenta constantemente a medida que se descubren más. Sin embargo, esto representa solo una pequeña fracción de la población total potencial de cometas, ya que se estima que la reserva de cuerpos similares a cometas en el sistema solar exterior (en la [[nube de Oort]]) es de un billón.<ref name="Erickson2003"/><ref name="Couper2014"/> Aproximadamente un cometa al año es visible a [[ojo desnudo]], aunque muchos de ellos son débiles y poco espectaculares.<ref>{{cite journal|title=La tasa de cometas a ojo desnudo desde 101 a.C. hasta 1970 d.C.|last1=Licht|first1=A.|date=1999|journal=Icarus|volume=137|issue=2|pages=355-356|bibcode=1999Icar..137..355L|doi=10.1006/icar.1998.6048}}</ref> Los ejemplos particularmente brillantes se llaman "[[gran cometa]]". Los cometas han sido visitados por sondas no tripuladas como la ''[[Rosetta (sonda espacial)|Rosetta]]'' de la [[Agencia Espacial Europea]], que se convirtió en la primera en aterrizar una nave espacial robótica en un cometa,<ref name="Philae">{{cite web |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Touchdown!_Rosetta_s_Philae_probe_lands_on_comet |title=¡Touchdown! La sonda Philae de Rosetta aterriza en el cometa |publisher=[[Agencia Espacial Europea]] |date=12 de noviembre de 2014 |access-date=11 de diciembre de 2017}}</ref> y el ''[[Deep Impact (sonda espacial)|Deep Impact]]'' de la NASA, que voló un cráter en el cometa [[Tempel 1]] para estudiar su interior. Los cometas son cuerpos que giran alrededor del sol de manera similar que los planetas .Los cometas tienen una pequeña parte congelada llamada núcleo. Hay cuatro  tipos de cometas :  El cometa mediano puede medir entre: 3 y 6 kilómetros de diámetro, el cometa grande  puede medir entre: 6 y 10 kilómetros de diámetro ,cometa gigante puede medir entre: 10 y 50 kilómetros de diámetro y el cometa Goliat puede medir: más de 50 kilómetros de diámetro.

== Etimología ==
[[Archivo:Anglo-Saxon Chronicle - cometa (British Library Cotton MS Tiberius A VI, folio 10v).jpg|thumb|En la Crónica anglosajona se menciona un cometa que supuestamente hizo su aparición en el 729 d.{{esd}}C.]]
La palabra ''cometa'' deriva del [[latín]] ''comēta'' o ''comētēs''. Eso, a su vez, es una [[latinización de nombres|latinización]] del [[griego antiguo|griego]] ''κομήτης'' ("que lleva pelo largo"), y el ''[[Oxford English Dictionary]]'' señala que el término ''(ἀστὴρ) κομήτης'' ya significaba en griego "estrella de pelo largo, cometa". Κομήτης derivaba de κομᾶν ("llevar el pelo largo"), que a su vez derivaba de κόμη ("el pelo de la cabeza") y se utilizaba para significar "la cola de un cometa".<ref>{{OED|comet}}</ref><ref>{{cite book |url=http://etymonline.com/?term=comet |title=Comet (n.) |diccionario=Online Etymology Dictionary |last=Harper |first=Douglas |access-date=30 de julio de 2013}}</ref>

El [[Anexo:Símbolos astronómicos| símbolo astronómico]] para los cometas es [[Archivo:Comet symbol (fixed width).svg|16px]] (en [[Unicode]] ☄ U+2604), que consiste en un pequeño disco con tres extensiones en forma de pelo.<ref>{{cite book |url=https://archive.org/stream/encyclopediaame01unkngoog#page/n202/mode/2up |title=La Enciclopedia Americana: Una biblioteca de conocimiento universal |volumen=26 |editorial=La Enciclopedia Americana Corp. |pages=162–163 |date=1920}}</ref><ref>{{Cita DLE|cometa|definición=Del lat. comēta, y este del gr. κομήτης komḗtēs, der. de κόμη kómē 'cabellera'.|fechaacceso=12 de enero de 2016}}</ref> Sin embargo, algunos cometas pueden tener un mayor contenido de polvo, lo que hace que se llamen "bolas de tierra heladas" .<ref>{{cite news |url=http://www.timeshighereducation.co.uk/news/evidence-from-esas-rosetta-spacecraft-suggests-that-comets-are-more-icy-dirtball-than-dirty-snowball/199168.article |title=Evidence from ESA's Rosetta Spacecraft Suggests that Comets are more "Icy Dirtball" than "Dirty Snowball" |date=21 de octubre de 2005 |publicación=Times Higher Education}}</ref>

== Origen ==
Los cometas provienen principalmente de dos lugares, la nube de Oort, situada entre 50{{esd}}000 y {{esd|100 000 [[Unidad Astronómica|UA]]}} del Sol, y el [[cinturón de Kuiper]], localizado más allá de la órbita de [[Neptuno (planeta)|Neptuno]].

Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la [[nube de Oort]], que lleva el nombre del astrónomo [[Jan Hendrik Oort]]. Esta nube consiste de restos de la condensación de la nébula solar. Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol siguen órbitas [[elipse|elípticas]] tan alargadas que solo regresan al cabo de miles de años. Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema solar, las órbitas de los cometas de la nube de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema solar, pero otros acortan sus órbitas. Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley, [[Gerard Kuiper]] propuso la existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno, el [[cinturón de Kuiper]].

Las órbitas de los cometas están cambiando constantemente: sus orígenes están en el Sistema solar exterior y tienen la propensión a ser altamente afectados (o perturbados) por acercamientos relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos a órbitas muy cercanas al Sol y se destruyen cuando se aproximan, mientras que otros son enviados fuera del Sistema solar para siempre.

Si su órbita es elíptica y de período largo o muy largo, provienen de la hipotética nube de Oort, pero si su órbita es de período corto o medio-corto, provienen del cinturón de Edgeworth-Kuiper, a pesar de que hay excepciones como la del Halley, con un período de 76 años (corto), que proviene de la nube de Oort.

Conforme los cometas van sublimando, acercándose al Sol y cumpliendo órbitas, van sublimando su material, y perdiéndolo por consecuencia, disminuyendo de magnitud. Tras un cierto número de órbitas, el cometa se habrá "apagado", y cuando se acaben los últimos materiales volátiles, se convertirá en un asteroide normal y corriente, ya que no podrá volver a recuperar masa. Ejemplos de cometas sin materiales volátiles son: 7968-Elst-Pizarro y 3553-Don Quixote.
== Características físicas ==
=== Núcleo ===
{{AP|Núcleo (cometa)}} 
[[Archivo:Comet Physical Structure.svg|thumb|300px|Diagrama que muestra las características físicas de un cometa: a) núcleo, b) coma, c) cola de iones/gas, d) cola de polvo, e) envoltura de hidrógeno, f) movimiento del cometa, g) dirección al sol.]]
La estructura sólida y central de un cometa se conoce como núcleo. Los núcleos cometarios están compuestos por una amalgama de [[roca (geología)|roca]], [[polvo del cometa|polvo]], [[hielo|hielo de agua]], y [[dióxido de carbono]], [[monóxido de carbono]], [[metano]] y [[amoníaco]] congelados.<ref>{{cite journal |bibcode=1998A&A...330..375G |title=Haciendo un núcleo de cometa |last1=Greenberg |first1=J. Mayo |volumen=330 |fecha=1998 |páginas=375 |journal=[[Astronomy & Astrophysics]]}}</ref> Como tal, se describen popularmente como "bolas de nieve sucias" según el modelo de [[Fred Whipple]].<ref>{{cite web |url=http://starryskies.com/solar_system/Comet/dirty_snowballs. html |title=Bolas de nieve sucias en el espacio |publisher=Starryskies |access-date=15 de agosto de 2013 |archive-url=https://web.archive.org/web/20130129035627/http://starryskies.com/solar_system/Comet/dirty_snowballs.html |archive-date=29 de enero de 2013}}</ref> Los cometas con un mayor contenido de polvo han sido denominados "bolas sucias de hielo".<ref>{{cite news |url=http://www.timeshighereducation.co.uk/news/evidence-from-esas-rosetta-spacecraft-suggests-that-comets-are-more-icy-dirtball-than-dirty-snowball/199168.article |title=Las pruebas de la nave Rosetta de la ESA sugieren que los cometas son más "bolas de polvo heladas" que "bolas de nieve sucias" |date=21 de octubre de 2005 |work=Times Higher Education}}</ref> El término "bolas de polvo heladas" surgió tras la observación de la colisión de [[Tempel 1|Comet 9P/Tempel 1]] con una sonda "impactora" enviada por la misión Deep Impact de la NASA en julio de 2005. Las investigaciones realizadas en 2014 sugieren que los cometas son como "[[helado frito]]", en el sentido de que sus superficies están formadas por hielo cristalino denso mezclado con [[compuesto orgánico]], mientras que el hielo interior es más frío y menos denso.

La superficie del núcleo es generalmente seca, polvorienta o rocosa, lo que sugiere que los hielos están ocultos bajo una corteza superficial de varios metros de espesor. Además de los gases ya mencionados, los núcleos contienen una variedad de compuestos orgánicos, que pueden ser [[metanol]], [[cianuro de hidrógeno]], [[formaldehído]], [[etanol]], [[etano]], y quizás moléculas más complejas como [[hidrocarburo]]s de cadena larga y [[aminoácido]]s.<ref>{{cite web |last=Meech |first=M. |title=1997 Apparition of Comet Hale–Bopp: What We Can Learn from Bright Comets |url=http://www.psrd.hawaii.edu/Feb97/Bright.html |publisher=Planetary Science Research Discoveries |date=1997-03-24 |access-date=2013-04-30}}</ref><ref>{{cite web |title=Stardust Findings Suggest Comets More Complex Than Thought |url=http://stardust.jpl.nasa.gov/news/news110.html |publisher=NASA |date=2006-12-14 |access-date=2013-07-31}}</ref> En 2009 se confirmó que se había encontrado el aminoácido [[glicina]] en el polvo de cometa recuperado por la [[Stardust (sonda espacial)| misión Stardust]] de la NASA.<ref>{{cite journal |doi=10.1111/j.1945-5100.2009.tb01224.x |title=Cometary glycine detected in samples returned by Stardust |date=2009 |last1=Elsila |first1=Jamie E. |last2=Glavin |first2=Daniel P. |last3=Dworkin |first3=Jason P. |display-authors=1 |journal=Meteoritics & Planetary Science |volume=44 |issue=9 |pages=1323 |bibcode=2009M&PS...44.1323E|doi-access= }}</ref> En agosto de 2011 se publicó un informe, basado en estudios de la [[NASA]] sobre [[meteorito]]s encontrados en la Tierra, que sugería que los componentes del [[ADN]] y del [[ARN]] ([[adenina]], [[guanina]] y moléculas orgánicas relacionadas) podrían haberse formado en [[asteroide]]s y cometas.<ref name="Callahan">{{cite journal |doi=10.1073/pnas.1106493108 |title=Carbonaceous meteorites contain a wide range of extraterrestrial nucleobases |date=2011 |last1=Callahan |first1=M. P. |last2=Smith |first2=K. E. |last3=Cleaves |first3=H. J. |last4=Ruzicka |first4=J. |last5=Stern |first5=J. C. |last6=Glavin |first6=D. P. |last7=House |first7=C. H. |last8=Dworkin |first8=J. P. |display-authors= |journal=Proceedings of the National Academy of Sciences |volume=108 |issue=34 |pages=13995–8 |bibcode=2011PNAS..10813995C |pmid=21836052 |pmc=3161613}}</ref>

[[Archivo:Comet borrelly.jpg|thumb|left|El [[19P/Borrelly|Cometa Borrelly]] exhibe chorros, pero no tiene hielo en la superficie.]]
Las superficies exteriores de los núcleos cometarios tienen un [[albedo]] muy bajo, por lo que son uno de los objetos menos reflectantes del sistema solar. La sonda espacial [[Giotto (sonda espacial)|Giotto]] descubrió que el núcleo del [[cometa Halley]] refleja alrededor del cuatro por ciento de la luz que incide sobre él,<ref name="dark">{{cite journal |title=The Activity and Size of the Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1) |journal=Science |last1=Weaver |first1=H. A. |last2=Feldman |first2=P. D. |last3=a'Hearn |first3=M. F. |last4=Arpigny |first4=C. |last5=Brandt |first5=J. C. |last6=Festou |first6=M. C. |last7=Haken |first7=M. |last8=McPhate |first8=J. B. |last9=Stern |first9=S. A. |last10=Tozzi |first10=G. P. |display-authors= |volume=275 |issue=5308 |pages=1900–1904 |date=1997 |pmid=9072959 |doi=10.1126/science.275.5308.1900 |bibcode=1997Sci...275.1900W|s2cid=25489175 }}</ref> y [[Deep Space 1]] descubrió que la superficie de [[19P/Borrelly|Comet Borrelly]] refleja menos del 3,0%;<ref name="dark" /> en comparación, el [[asfalto]] refleja el siete por ciento. El material oscuro de la superficie del núcleo puede estar formado por compuestos orgánicos complejos. El calentamiento solar expulsa los [[Volatilidad (química)|volátiles]] más ligeros (compuestos químicos), dejando atrás compuestos orgánicos más grandes que tienden a ser muy oscuros, como la [[brea]] o el [[petróleo|crudo]]. La baja reflectividad de las superficies cometarias hace que absorban el calor que impulsa sus procesos de [[desgasificación]].<ref>{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=PRqVqQKao9QC&pg=PA91 |page=91 |title=Habitability and Cosmic Catastrophes |isbn=978-3-540-76945-3 |last1=Hanslmeier |first1=Arnold |date=2008}}</ref>

Se han observado núcleos de cometas con radios de hasta 30 kilómetros (19 mi),<ref>{{cite journal |doi=10.1023/A:1021545031431 |title=The Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1): Size and Activity |date=2000 |last1=Fernández |first1=Yanga R. |journal=Earth, Moon, and Planets |volume=89 |pages=3–25 |bibcode=2002EM&P...89....3F|s2cid=189899565 }}</ref> pero determinar su tamaño exacto es difícil.<ref>{{cite web |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/nucleus.html |title=The Cometary Nucleus |publisher=Department of Earth and Space Sciences, UCLA |date=April 2003 |access-date=2013-07-31}}</ref> El núcleo de [[322P/SOHO]] tiene probablemente solo 100-200 metros (330-660 ft) de diámetro.<ref name=soho1>{{cite web |title=SOHO's new catch: its first officially periodic comet |publisher=European Space Agency |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/SOHO_s_new_catch_its_first_officially_periodic_comet |access-date=2013-08-16}}</ref> La falta de detección de cometas más pequeños a pesar de la mayor sensibilidad de los instrumentos ha llevado a sugerir que existe una carencia real de cometas de tamaño inferior a 100-200{{esd}}metros (330-660{{exp|3}}ft).<ref>{{harvnb|Sagan|Druyan|1997|p=137}}</ref> Se ha estimado que los cometas conocidos tienen una densidad media de 0.6{{esd}}g/cm{{exp|3}} (0.35 oz/in{{exp|3}}).<ref name=Britt2006>{{cite journal |bibcode=2006LPI....37.2214B |title=Small Body Density and Porosity: New Data, New Insights |last1=Britt |first1=D. T. |last2=Consolmagno |first2=G. J. |last3=Merline |first3=W. J. |display-authors=1 |volume=37 |date=2006 |pages=2214 |journal=37th Annual Lunar and Planetary Science Conference |url=http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/2214.pdf |access-date=2013-08-25 |archive-url=https://web.archive.org/web/20081217064607/http://www.lpi.usra.edu/meetings/lpsc2006/pdf/2214.pdf |archive-date=2008-12-17 }}</ref> Debido a su baja masa, los núcleos de los cometas no [[Colapso gravitatorio|se vuelven esféricos]] bajo su propia [[gravedad]] y, por lo tanto, tienen formas irregulares.<ref>{{cite web |url=https://history.nasa.gov/SP-467/ch7.htm |title=The Geology of Small Bodies |publisher=NASA |access-date=2013-08-15}}</ref>

[[Archivo:Comet wild 2.jpg|thumb|220px|Cometa [[81P/Wild]] exhibe chorros en el lado luminoso y en el lado oscuro, con un marcado relieve, y está seco.]]
Se cree que aproximadamente el seis por ciento de los [[asteroides cercanos a la Tierra]] son [[Cometa extinto|núcleos extintos de cometas]] que ya no experimentan desgasificación,<ref name=dormant>{{cite journal |doi=10.1016/j.icarus.2006.02.016 |arxiv=astro-ph/0603106v2 |date=2006 |title=The size–frequency distribution of dormant Jupiter family comets |last1=Whitman |first1=K. |last2=Morbidelli |first2=A. |last3=Jedicke |first3=R. |display-authors=1 |journal=Icarus |volume=183 |issue=1 |pages=101–114 |bibcode=2006Icar..183..101W|s2cid=14026673 }}</ref> incluyendo [[14827 Hypnos]] y [[(3552) Don Quixote]].

Los resultados de las sondas ''[[Rosetta (sonda espacial)|Rosetta]]'' y ''[[Philae (sonda espacial)|Philae]]'' muestran que el núcleo de [[67P/Churyumov-Gerasimenko]] no tiene campo magnético, lo que sugiere que el magnetismo puede no haber jugado un papel en la formación temprana de los [[planetesimal]]es.<ref name="esa20150414">{{cite news |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Rosetta_and_Philae_find_comet_not_magnetised |title=Rosetta and Philae Find Comet Not Magnetised |publisher=European Space Agency |first=Markus |last=Bauer |date=2015-04-14 |access-date=2015-04-14}}</ref><ref name="nature20150414">{{cite journal |title=Rosetta's comet has no magnetic field |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |first=Quirin |last=Schiermeier |date=2015-04-14 |doi=10.1038/nature.2015.17327|s2cid=123964604 }}</ref> Además, el espectrógrafo ALICE que va montado en ''Rosetta'' determinó que los [[Electrón| electrones]] (dentro de {{convertir|1|km|abbr=on}} por encima del [[núcleo del cometa]]) producidos a partir de la [[fotoionización]] de las moléculas de agua por la [[Luz solar|radiación solar]], y no los [[fotones]] del Sol como se pensaba antes, son los responsables de la degradación del agua y de las [[molécula]]s de [[dióxido de carbono]] liberadas del núcleo del cometa en su coma.<ref name="NASA-20150602">{{cite web |last1=Agle |first1=D. C. |last2=Brown |first2=Dwayne |last3=Fohn |first3=Joe |last4=Bauer |first4=Markus |display-authors=1 |title=NASA Instrument on Rosetta Makes Comet Atmosphere Discovery |url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?feature=4609 |date=2015-06-02 |publisher=[[NASA]] |access-date=2015-06-02}}</ref><ref name="AA-20150602">{{cite journal |last1=Feldman |first1=Paul D. |last2=A'Hearn |first2=Michael F. |last3=Bertaux |first3=Jean-Loup |last4=Feaga |first4=Lori M. |last5=Parker |first5=Joel Wm. |last6=Schindhelm |first6=Eric |last7=Steiffl |first7=Andrew J. |last8=Stern |first8=S. Alan |last9=Weaver |first9=Harold A. |last10=Sierks |first10=Holger |last11=Vincent |first11=Jean-Baptiste |display-authors=1 |title=Measurements of the near-nucleus coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko with the Alice far-ultraviolet spectrograph on Rosetta |url=http://www.aanda.org/articles/aa/pdf/forth/aa25925-15.pdf |date=2015-06-02 |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] |doi=10.1051/0004-6361/201525925 |access-date=2015-06-03 |arxiv=1506.01203 |bibcode=2015A&A...583A...8F |volume=583 |pages=A8|s2cid=119104807 }}</ref> Los instrumentos del módulo de aterrizaje ''Philae'' encontraron al menos dieciséis compuestos orgánicos en la superficie del cometa, cuatro de los cuales ([[acetamida]], [[acetona]], [[isocianato de metilo]] y [[propionaldehído]]) fueron detectados por primera vez en un cometa.<ref name="wapo20150730">{{cite news |url=https://www.washingtonpost.com/world/philae-probe-finds-evidence-that-comets-can-be-cosmic-labs/2015/07/30/63a2fc0e-36e5-11e5-ab7b-6416d97c73c2_story.html |title=Philae probe finds evidence that comets can be cosmic labs |work=The Washington Post |agency=Associated Press |first=Frank |last=Jordans |date=2015-07-30 |access-date=2015-07-30}}</ref><ref name="esa20150730">{{cite web |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/Science_on_the_surface_of_a_comet |title=Science on the Surface of a Comet |publisher=European Space Agency |date=2015-07-30 |access-date=2015-07-30}}</ref><ref name="SCI-20150731">{{cite journal |last1=Bibring |first1=J.-P. |last2=Taylor |first2=M.G.G.T. |last3=Alexander |first3=C. |last4=Auster |first4=U. |last5=Biele |first5=J. |last6=Finzi |first6=A. Ercoli |last7=Goesmann |first7=F. |last8=Klingehoefer |first8=G. |last9=Kofman |first9=W. |last10=Mottola |first10=S. |last11=Seidenstiker |first11=K.J. |last12=Spohn |first12=T. |last13=Wright |first13=I. |display-authors=1 |title=Philae's First Days on the Comet – Introduction to Special Issue |date=2015-07-31 |journal=[[Science (journal)|Science]] |volume=349 |number=6247 |page=493 |doi=10.1126/science.aac5116 |bibcode=2015Sci...349..493B |pmid=26228139|doi-access= }}</ref>

{| class="wikitable center" style="text-align: center; width: 530px; margin: 0.1em auto;"
|+Propiedades de algunos cometas
|-
! width=120 | Nombre
! width=120 | Dimensiones<br />(km)
! width=120 | Densidad<br />([[Gramo|g]]/cm<sup>3</sup>)
! width=120 | Masa<br />([[Kilogramo|kg]])<ref name=mass>
Halley: Utilizando las Fórmulas de volumen, el volumen de un elipsoide de 15×8×8&nbsp;km * una densidad de 0,6&nbsp;g/cm<sup>3</sup> se obtiene una masa (m=d*v) de 3,02E+14&nbsp;kg.<br />
Tempel 1: Utilizando un diámetro esférico de 6,25&nbsp;km; volumen de ua esfera '''x''' una densidad de 0,62&nbsp;g/cm<sup>3</sup> arroja una masa de 7,9E+13&nbsp;kg.<br />
19P/Borrelly: Utilizando las Fórmulas de volumen, el volumen de un elipsoide de 8x4x4km '''x''' una densidad de 0,3&nbsp;g/cm<sup>3</sup> se obtiene una masa de 2,0E+13&nbsp;kg.<br />
81P/Wild: Utilizando las fórmulas de volumen, el volumen de un elipsoide de 5,5x4,0x3,3&nbsp;km '''x''' una densidad de 0,6&nbsp;g/cm<sup>3</sup> se obtiene una masa de 2,28E+13&nbsp;kg.</ref>
!Refs
|-
| align=left | [[Cometa Halley]]
| 15 × 8 × 8
| 0.6
| 3{{e|14}}
|<ref>{{cite web |url=http://www.astrosociety.org/edu/publications/tnl/06/06.html |title=What Have We Learned About Halley's Comet? |date=1986 |publisher=Astronomical Society of the Pacific |access-date=2013-10-04}}</ref><ref>{{cite journal |title=Is the nucleus of Comet Halley a low density body? |journal=Nature |last1=Sagdeev |first1=R. Z. |last2=Elyasberg |first2=P. E. |last3=Moroz |first3=V. I. |display-authors=1 |volume=331 |issue=6153 |pages=240 |date=1988 |issn=0028-0836 |doi=10.1038/331240a0 |bibcode=1988Natur.331..240S|s2cid=4335780 }}</ref>
|-
| align=left | [[Tempel 1]]
| 7.6 × 4.9
| 0.62
| 7.9{{e|13}}
|<ref name=Britt2006 /><ref>{{cite web |url=http://ssd.jpl.nasa.gov/sbdb.cgi?sstr=9P |title=9P/Tempel 1 |publisher=JPL |access-date=2013-08-16}}</ref>
|-
| align=left | [[19P/Borrelly]]
| 8 × 4 × 4
| 0.3
| 2.0{{e|13}}
|<ref name=Britt2006/>
|-
| align=left | [[81P/Wild]]
| 5.5 × 4.0 × 3.3
| 0.6
| 2.3{{e|13}}
|<ref name=Britt2006/><ref name=wild2>{{cite web |title=Comet 81P/Wild 2 |publisher=The Planetary Society |url=http://www.planetary.org/explore/topics/asteroids_and_comets/wild2.html |access-date=2007-11-20 |archive-url=https://web.archive.org/web/20090106004009/http://planetary.org./explore/topics/asteroids_and_comets/wild2.html |archive-date=2009-01-06 }}</ref>
|-
| align=left | [[67P/Churyumov-Gerasimenko]]
| 4.1 × 3.3 × 1.8
| 0.47
| 1.0{{e|13}}
|<ref>{{cite web |url=http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2015/01/Comet_vital_statistics |title=Comet vital statistics |publisher=European Space Agency |date=2015-01-22 |access-date=2015-01-24}}</ref><ref>{{cite web |url=http://blogs.esa.int/rosetta/2014/08/21/determining-the-mass-of-comet-67pc-g/ |title=Determining the mass of comet 67P/C-G |publisher=European Space Agency |first=Emily |last=Baldwin |date=2014-08-21 |access-date=2014-08-21}}</ref>
|}

=== Coma ===
{{AP|Coma (astronomía)}}
[[Archivo:Hubble's Last Look at Comet ISON Before Perihelion.jpg|thumb|Imagen tomada por el [[Telescopio espacial Hubble]] del cometa [[C/2012 S1 (ISON)]] poco antes del [[perihelio]].<ref>{{cite web |url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1347a/ |title=Hubble's Last Look at Comet ISON Before Perihelion |publisher=European Space Agency |date=2013-11-19 |access-date=2013-11-20}}</ref>]]
Las corrientes de polvo y gas así liberadas forman una enorme y extremadamente delgada atmósfera alrededor del cometa llamada "coma". La fuerza ejercida sobre la coma por la [[presión de radiación]] del Sol y el [[viento solar]] hace que se forme una enorme "cola" que apunta hacia el exterior del Sol.<ref>{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=4zjv84hHNPcC&pg=PA66 |title=A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations |last1=Clay Sherrod |first1=P. Clay |last2=Koed |first2=Thomas L. |name-list-style= |page=66 |date=2003 |isbn=978-0-486-15216-5}}</ref>

La coma suele estar formada por agua y polvo, y el agua constituye hasta el 90% de los [[Volatilidad (química)| volátiles]] que salen del núcleo cuando el cometa se encuentra a menos de 3 o 4 [[unidades astronómicas]] (450&nbsp;000&nbsp;000 a 600&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;km; 280&nbsp;000&nbsp;000 a 370&nbsp;000&nbsp;000&nbsp;mi) del Sol.<ref name=Combi2004>{{cite journal |url=http://www.lpi.usra.edu/books/CometsII/7023.pdf |title=Gas dynamics and kinetics in the cometary coma: Theory and observations |journal=Comets II |last1=Combi |first1=Michael R. |last2=Harris |first2=Walter M. |last3=Smyth |first3=William H. |display-authors=1 |pages=523 |date=2004 |bibcode=2004come.book..523C}}</ref> La molécula madre [[H2O|H<sub>2</sub>O]] se destruye principalmente por [[fotodisociación]] y en mucha menor medida por [[fotoionización]], jugando el viento solar un papel menor en la destrucción del agua en comparación con la [[fotoquímica]].<ref name=Combi2004/> Las partículas de polvo más grandes se quedan a lo largo de la trayectoria orbital del cometa, mientras que las más pequeñas son empujadas lejos del Sol hacia la cola del cometa por la [[presión de la radiación|presión de la luz]].<ref>{{cite web |url=http://migall.fastmail.fm/astronomy/solar_system/small_bodies/hale_bop/jpl/define.htm |title=Comet Definitions |publisher=Michael Gallagher |last=Morris |first=Charles S. |access-date=2013-08-31}}</ref>

Aunque el núcleo sólido de los cometas suele tener menos de {{convertir|60|km|mi|sp=us}} de diámetro, la coma puede tener miles o millones de kilómetros, llegando a ser a veces más grande que el Sol.<ref>{{cite journal |doi=10.1023/A:1021512317744 |bibcode=2002EM&P...90...67L |date=2002 |first1=Rosine |last1=Lallement |last2=Bertaux |first2=Jean-Loup |last3=Szegö |first3=Karöly |last4=Nemeth |first4=Szilvia |display-authors= |journal=Earth, Moon, and Planets |volume=90 |pages=67–76 |title=The Shadow of Comet Hale–Bopp in Lyman-Alpha|issue=1 |s2cid=118200399 }}</ref> Por ejemplo, aproximadamente un mes después de un estallido en octubre de 2007, el cometa [[17P/Holmes]] tuvo brevemente una tenue atmósfera de polvo más grande que el Sol.<ref name=atmosphere2>{{cite web |author-link=David C. Jewitt |last=Jewitt |first=David |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/holmes.html |title=The Splintering of Comet 17P/Holmes During a Mega-Outburst |publisher=University of Hawaii |access-date=2013-08-30}}</ref> El [[Gran Cometa de 1811]] también tenía una coma de aproximadamente el diámetro del Sol.<ref name="primer">{{cite web |title=The Comet Primer |work=Gary W. Kronk's Cometography |last=Kronk |first=Gary W. |url=http://cometography.com/educate/comintro.html |access-date=2013-08-30 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110517043903/http://cometography.com/educate/comintro.html |archive-date=17 May 2011 }}</ref> Aunque la coma puede llegar a ser bastante grande, su tamaño puede disminuir en el momento en que cruza la órbita de[[Marte (planeta)| Marte]] alrededor de {{convertir|1,5|AU}} del Sol.<ref name="primer"/> A esta distancia el viento solar se vuelve lo suficientemente fuerte como para soplar el gas y el polvo fuera de la coma y, al hacerlo, agrandar la cola.<ref name="primer"/> Se ha observado que las colas de iones se extienden una unidad astronómica (150&nbsp;millones de km) o más.<ref name=atmosphere2/>

[[Archivo:PIA20119-CometChristensen-C2006W3-CO2-WISE-20100420.jpg|thumb|C/2006 W3 (Chistensen) emitiendo gas carbónico (imagen IR)]]
Tanto la coma como la cola son iluminadas por el Sol y pueden hacerse visibles cuando un cometa pasa por el sistema solar interior, el polvo refleja la luz solar directamente mientras que los gases brillan por [[ion|ionización]].<ref name="le">{{cite web |url=http://www.le.ac.uk/ph/faulkes/web/planets/r_pl_comets.html |title=Comets |publisher=University of Leicester |last1=Brinkworth |first1=Carolyn |last2=Thomas |first2=Claire |name-list-style= |access-date=2013-07-31}}</ref> La mayoría de los cometas son demasiado débiles para ser visibles sin la ayuda de un [[telescopio]], pero unos pocos cada década se vuelven lo suficientemente brillantes para ser visibles a simple vista.<ref>{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=caYpAQAAMAAJ |page=75 |title=A field guide to the stars and planets |isbn=978-0-395-93432-6 |last=Pasachoff |first=Jay M |date=2000}}</ref> En ocasiones un cometa puede experimentar un enorme y repentino estallido de gas y polvo, durante el cual el tamaño de la coma aumenta enormemente durante un periodo de tiempo. Esto ocurrió en 2007 con el [[17P/Holmes|cometa Holmes]].<ref name=atmosphere1>{{cite web |last=Jewitt |first=David |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/holmes.html |title=Comet Holmes Bigger Than The Sun |publisher=Institute for Astronomy at the University of Hawaii |access-date=2013-07-31}}</ref>

En 1996 se descubrió que los cometas emiten [[rayos X]].<ref>{{cite journal |doi=10.1126/science.274.5285.205 |title=Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2 |date=1996 |last1=Lisse |first1=C. M. |last2=Dennerl |first2=K. |last3=Englhauser |first3=J. |last4=Harden |first4=M. |last5=Marshall |first5=F. E. |last6=Mumma |first6=M. J. |last7=Petre |first7=R. |last8=Pye |first8=J. P. |last9=Ricketts |first9=M. J. |display-authors=1 |journal=Science |volume=274 |issue=5285 |pages=205 |last10=Schmitt |first10=J. |last11=Trumper |first11=J. |last12=West |first12=R. G. |bibcode=1996Sci...274..205L |s2cid=122700701 |url=https://zenodo.org/record/1231082}}</ref> Esto sorprendió mucho a los astrónomos porque la emisión de rayos X suele estar asociada a cuerpos de muy [[cuerpo negro| alta temperatura]]. Los rayos X se generan por la interacción entre los cometas y el viento solar: cuando los iones altamente cargados del viento solar pasan a través de una atmósfera cometaria, chocan con los átomos y moléculas del cometa, "robando" uno o más electrones del átomo en un proceso llamado "intercambio de carga". Este intercambio o transferencia de un electrón al ion del viento solar va seguido de su desexcitación al estado de tierra del ion mediante la emisión de rayos X y fotones[[Radiación ultravioleta| ultravioleta lejano]].<ref>{{cite journal |title=Charge Exchange-Induced X-Ray Emission from Comet C/1999 S4 (LINEAR) |journal=Science |last1=Lisse |first1=C. M. |last2=Christian |first2=D. J. |last3=Dennerl |first3=K. |last4=Meech |first4=K. J. |last5=Petre |first5=R. |last6=Weaver |first6=H. A. |last7=Wolk |first7=S. J. |display-authors=1 |volume=292 |issue=5520 |pages=1343–8 |date=2001 |doi=10.1126/science.292.5520.1343 |bibcode=2001Sci...292.1343L |pmid=11359004}}</ref>

=== Arco de choque ===
Los [[arco de choque|arcos de choque]] se forman como resultado de la interacción entre el viento solar y la ionosfera del cometa, que se crea por la ionización de los gases de la coma. A medida que el cometa se acerca al Sol, el aumento de las tasas de desgasificación hace que la coma se expanda, y la luz solar ioniza los gases de la coma. Cuando el viento solar atraviesa esta coma iónica, aparece el choque de proa.

Las primeras observaciones se realizaron en los años 80 y 90 cuando varias naves espaciales pasaron por los cometas [[21P/Giacobini-Zinner]],<ref>{{cite journal |title=The Bow wave of Comet Giacobini-Zinner – ICE magnetic field observations |journal=Geophysical Research Letters |last1=Jones |first1=D. E. |last2=Smith |first2=E. J. |last3=Slavin |first3=J. A. |last4=Tsurutani |first4=B. T. |last5=Siscoe |first5=G. L. |last6=Mendis |first6=D. A. |display-authors=1 |volume=13 |issue=3 |pages=243–246 |date=March 1986 |bibcode=1986GeoRL..13..243J |doi=10.1029/GL013i003p00243}}</ref> [[Cometa Halley|1P/Halley]],<ref>{{cite journal |title=First in situ plasma and neutral gas measurements at comet Halley |journal=Nature |last1=Gringauz |first1=K. I. |last2=Gombosi |first2=T. I. |last3=Remizov |first3=A. P. |last4=Szemerey |first4=I. |last5=Verigin |first5=M. I. |last6=L. I. |first6=Denchikova |last7=A. V. |first7=Dyachkov |last8=E. |first8=Keppler |last9=I. N. |first9=Klimenko |last10=A. K. |first10=Richter |last11=A. J. |first11=Somogyi |last12=K. |first12=Szego |last13=S. |first13=Szendro |last14=M. |first14=Tatrallyay |last15=A. |first15=Varga |last16=G. A. |first16=Vladimirova |display-authors=1 |volume=321 |pages=282–285 |date=15 May 1986 |bibcode=1986Natur.321..282G |doi=10.1038/321282a0|s2cid=117920356 }}</ref> y [[26P/Grigg-Skjellerup]].<ref>{{cite journal |title=First results from the Giotto magnetometer experiment during the P/Grigg-Skjellerup encounter |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] |first1=F. M. |last1=Neubauer |first2=H. |last2=Marschall |first3=M. |last3=Pohl |first4=K.-H. |last4=Glassmeier |first5=G. |last5=Musmann |first6=F. |last6=Mariani |first7=M. H. |last7=Acuna |first8=L. F. |last8=Burlaga |first9=N. F. |last9=Ness |first10=M. K. |last10=Wallis |first11=H. U. |last11=Schmidt |first12=E. |last12=Ungstrup |display-authors=1 |volume=268 |issue=2 |pages=L5–L8 |date=February 1993 |bibcode=1993A&A...268L...5N}}</ref> Se descubrió entonces que los choques de arco en los cometas son más amplios y graduales que los choques de arco planetarios agudos que se observan, por ejemplo, en la Tierra. Todas estas observaciones se realizaron cerca del [[perihelio]], cuando los choques de proa ya estaban completamente desarrollados.

La nave espacial ''[[Rosetta (sonda espacial)|Rosetta]]'' observó la proa de choque del cometa [[67P/Churyumov-Gerasimenko]] en una etapa temprana de su desarrollo, cuando la desgasificación aumentó durante el viaje del cometa hacia el Sol. Este joven choque de proa se denominó "choque de proa infantil". El choque de proa infantil es asimétrico y, en relación con la distancia al núcleo, más ancho que los choques de proa plenamente desarrollados.<ref>{{cite journal |title=The infant bow shock: a new frontier at a weak activity comet |journal=[[Astronomy & Astrophysics]] |last1=Gunell |first1=H. |last2=Goetz |first2=C. |last3=Simon Wedlund |first3=C. |last4=Lindkvist |first4=J. |last5=Hamrin |first5=M. |last6=Nilsson |first6=H. |last7=LLera |first7=K. |last8=Eriksson |first8=A. |last9=Holmström |first9=M. |display-authors=1 |volume=619 |at=L2 |date=November 2018 |doi=10.1051/0004-6361/201834225 |bibcode=2018A&A...619L...2G |url=https://www.duo.uio.no/bitstream/10852/67125/1/aa34225-18.pdf|doi-access= }}</ref>

=== Cola (astronomía) ===
{{Main|Cola (astronomía)}}
[[Archivo:Cometorbit01.svg|thumb|left|280px|Dirección típica de las colas durante la órbita de un cometa cerca del Sol.]]
En el [[sistema solar]] exterior, los cometas permanecen congelados e inactivos y son extremadamente difíciles o imposibles de detectar desde la Tierra debido a su pequeño tamaño. Se ha informado de detecciones estadísticas de núcleos de cometas inactivos en el [[cinturón de Kuiper]] a partir de observaciones del [[telescopio espacial Hubble]]<ref name="Cochran1995">{{cite journal |bibcode=1995ApJ...455..342C |title=The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using the Hubble Space Telescope |last1=Cochran |first1=Anita L. |last2=Levison |first2=Harold F. |last3=Stern |first3=S. Alan |last4=Duncan |first4=Martin J. |display-authors=1 |volume=455 |date=1995 |pages=342 |journal=The Astrophysical Journal |doi=10.1086/176581 |arxiv= }}</ref><ref name="Cochran1998">{{cite journal |doi=10.1086/311515 |title=The Calibration of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search:Setting the Record Straight |date=1998 |last1=Cochran |first1=Anita L. |last2=Levison |first2=Harold F. |last3=Tamblyn |first3=Peter |last4=Stern |first4=S. Alan |last5=Duncan |first5=Martin J. |display-authors=1 |journal=The Astrophysical Journal |volume=503 |issue=1 |pages=L89 |arxiv=astro-ph/9806210 |bibcode=1998ApJ...503L..89C|s2cid=18215327 }}</ref> pero estas detecciones han sido cuestionadas.<ref name="Brown1997">{{cite journal |doi=10.1086/311009 |title=An Analysis of the Statistics of the \ITAL Hubble Space Telescope\/ITAL] Kuiper Belt Object Search |date=1997 |last1=Brown |first1=Michael E. |last2=Kulkarni |first2=Shrinivas R. |last3=Liggett |first3=Timothy J. |display-authors=1 |journal=The Astrophysical Journal |volume=490 |issue=1 |pages=L119–L122 |bibcode=1997ApJ...490L.119B|doi-access= }}</ref><ref name="Jewitt1996">{{cite journal |bibcode=1996AJ....112.1225J |title=The Mauna Kea-Cerro-Tololo (MKCT) Kuiper Belt and Centaur Survey |last1=Jewitt |first1=David |last2=Luu |first2=Jane |last3=Chen |first3=Jun |display-authors=1 |volume=112 |date=1996 |pages=1225 |journal=The Astronomical Journal |doi=10.1086/118093}}</ref> Cuando un cometa se aproxima al sistema solar interior, la [[radiación solar]] hace que los materiales volátiles del cometa se vaporicen y salgan del núcleo, arrastrando polvo con ellos.

Las corrientes de polvo y gas forman cada una su propia cola, que apunta en direcciones ligeramente diferentes. La cola de polvo queda en la órbita del cometa de tal manera que a menudo forma una cola curvada llamada cola de tipo II o de polvo.<ref name="le"/> Al mismo tiempo, la cola de iones o de tipo I, formada por gases, siempre apunta directamente lejos del Sol porque este gas se ve más fuertemente afectado por el viento solar que el polvo, siguiendo las líneas del campo magnético en lugar de una trayectoria orbital.<ref>{{cite book |url=https://books.google. com/books?id=S4xDhVCxAQIC&pg=PA422 |page=422 |title=La Guía de Cambridge del Sistema Solar |isbn=978-1-139-49417-5 |last=Lang |first=Kenneth R. |date=2011}}</ref> En ocasiones —como cuando la Tierra pasa por el plano orbital de un cometa— puede verse la [[anticola]], que apunta en dirección opuesta a las colas de iones y polvo.<ref>{{Cite book |title=PanSTARRS: El cometa anticola |date=29 de junio de 2013 |access-date=31 de julio de 2013}}</ref>

[[Archivo:Comet Parts.svg|thumb|upright|Diagrama de un cometa que muestra el rastro de polvo, la cola de polvo y la cola de gas iónico formada por el viento solar.]]
La observación de las anticolas contribuyó de forma significativa al descubrimiento del viento solar.<ref>{{cite journal |doi=10.1007/BF00225271 |title=The plasma tails of comets and the interplanetary plasma |date=1963 |last1=Biermann |first1=L. |journal=Space Science Reviews |volume=1 |issue=3 |page=553 |bibcode=1963SSRv....1..553B|s2cid=120731934 }}</ref> La cola de iones se forma como resultado de la ionización por la radiación ultravioleta solar de las partículas de la coma. Una vez que las partículas han sido ionizadas, alcanzan una carga eléctrica neta positiva, que a su vez da lugar a una "magnetosfera inducida" alrededor del cometa. El cometa y su campo magnético inducido forman un obstáculo para las partículas del viento solar que fluyen hacia el exterior. Como la velocidad orbital relativa del cometa y del viento solar es supersónica, se forma un [[arco de choque]] corriente arriba del cometa, en la dirección del flujo del viento solar. En este choque de proa, grandes concentraciones de iones cometarios (llamados "iones de recogida") se congregan y actúan para "cargar" el campo magnético solar con plasma, de tal manera que las líneas de campo "se enrollan" alrededor del cometa formando la cola de iones.<ref name="pp 864">{{cite book|title=An Introduction to Modern Astrophysics|url=https://archive.org/details/introductiontomo0000carr_p4s9|publisher=Addison-Wesley|last1=Carroll|first1=B. W.|last2=Ostlie|first2=D. A.|name-list-style=|pages=[https://archive.org/details/introductiontomo0000carr_p4s9/page/864 864]–874|date=1996|isbn=0-201-54730-9|ampersand=amp}}</ref>

Si la carga de la cola de iones es suficiente, las líneas de campo magnético se aprietan hasta el punto de que, a cierta distancia a lo largo de la cola de iones, se produce la [[reconexión magnética]]. Esto conduce a un "evento de desconexión de la cola".<ref name="pp 864" /> Esto se ha observado en varias ocasiones, siendo un evento notable el registrado el 20 de abril de 2007, cuando la cola de iones del [[cometa Encke]] se cortó completamente mientras el cometa pasaba por una [[eyección de masa coronal]]. Este evento fue observado por la sonda espacial [[Misión Stereo|STEREO]].<ref>{{cite journal |title=The Heliospheric Imagers Onboard the STEREO Mission |journal=Solar Physics |last1=Eyles |first1=C. J. |last2=Harrison |first2=R. A. |last3=Davis |first3=C. J. |last4=Waltham |first4=N. R. |last5=Shaughnessy |first5=B. M. |last6=Mapson-Menard |first6=H. C. A. |last7=Bewsher |first7=D. |last8=Crothers |first8=S. R. |last9=Davies |first9=J. A. |last10=Simnett |first10=G. M. |last11=Howard |first11=R. A. |last12=Moses |first12=J. D. |last13=Newmark |first13=J. S. |last14=Socker |first14=D. G. |last15=Halain |first15=J.-P. |last16=Defise |first16=J.-M. |last17=Mazy |first17=E. |last18=Rochus |first18=P. |display-authors=1 |volume=254 |issue=2 |pages=387 |date=2008 |doi=10.1007/s11207-008-9299-0 |bibcode=2009SoPh..254..387E |hdl= |s2cid=54977854 |url=https://orbi.uliege.be/bitstream/2268/15675/1/The%20Heliospheric%20Imagers%20Onboard%20the%20STEREO.pdf}}</ref>

En 2013 los científicos de la [[ESA]] informaron de que la [[ionosfera]] del planeta [[Venus (planeta)|Venus]] fluye hacia el exterior de forma similar a la cola de iones que se ve fluir desde un cometa en condiciones similares."<ref name="ESA-20130129">{{cite web |title=When A Planet Behaves Like A Comet |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/When_a_planet_behaves_like_a_comet |date=2013-01-29 |publisher=European Space Agency |access-date=2013-08-30}}</ref><ref name="Space-20130130">{{cite web |last=Kramer |first=Miriam |title=Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere |url=http://www.space.com/19537-venus-comet-atmosphere.html |date=2013-01-30 |publisher=Space.com |access-date=2013-08-30}}</ref>

=== Chorros ===
[[Archivo:Hartley2jets2 epoxi big.jpg|thumb|170px|Chorros de hielo y gas de[[103P/Hartley]]]]
El calentamiento desigual puede hacer que los gases recién generados salgan de un punto débil en la superficie del núcleo del cometa, como un géiser.<ref name=jets>{{cite web |url=http://hubblesite.org/hubble_discoveries/comet_ison/blogs/comets-and-jets |title=Cometas y chorros |work=Hubblesite.org |date=12 de noviembre de 2013}}</ref> Estas corrientes de gas y polvo pueden hacer que el núcleo gire e incluso que se separe.<ref name=jets/> En 2010 se reveló que el [[hielo seco]] (dióxido de carbono congelado) puede impulsar chorros de material que brotan del núcleo de un cometa.<ref>{{cite news |url=http://www.astronomynow.com/news/n1011/11hartley/ |title=El hielo seco alimenta los chorros del cometa |work=Astronomy Now |first=Emily |last=Baldwin |date=11 de noviembre de 2010 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131217034053/http://www.astronomynow./ |archive-date=17 de diciembre de 2013 |fechaacceso=30 de mayo de 2021 |deadurl=no }}</ref> Las imágenes infrarrojas de Hartley&nbsp;2 muestran los chorros saliendo y llevando consigo granos de polvo hacia la coma.<ref>{{cite news |url=https://www.nytimes.com/2010/11/19/science/space/19comet.html |title=Comet Hartley 2 Is Spewing Ice, NASA Photos Show |work=The New York Times |last1=Chang |first1=Kenneth |date=18 de noviembre de 2010}}</ref>

== Composición ==

[[Archivo:Comet Hartley 2.jpg|thumb|left|Núcleo del cometa [[103P/Hartley]] con chorros que fluyen hacia fuera. Imagen tomada por la [[sonda Deep Impact]] el 4 de noviembre de 2010.]]
Los cometas llegan a tener diámetros de algunas decenas de kilómetros y están compuestos de [[agua]], [[hielo seco]], [[amoníaco]], [[metano]], [[hierro]], [[magnesio]], [[sodio]] y [[silicato]]s. Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde se hallan, estas sustancias se encuentran congeladas. Algunas investigaciones apuntan a que los materiales que componen los cometas son materia orgánica y resultan determinantes para la vida, lo que daría lugar a que en la temprana formación de los planetas impactaran contra la Tierra y aportaran las sustancias que permitieron dar origen a los seres vivos.

Cuando se descubre un cometa se lo ve aparecer como un punto luminoso, con un movimiento perceptible sobre el fondo de estrellas llamadas fijas. Lo primero que se ve es el núcleo o coma; luego, cuando el astro se acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos como la cola del cometa, que le confiere un aspecto característico.

Al acercarse al Sol, el núcleo se calienta y el [[hielo]] sublima, pasando directamente al [[estado gaseoso]]. Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que motiva la formación de la cola apuntando en dirección opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.

Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las más comunes son las de polvo y las de gas. La cola de gas se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario al de la luz del Sol, mientras que la cola de polvo retiene parte de la inercia orbital, alineándose entre la cola principal y la trayectoria del cometa. El choque de los fotones que recibe el cometa como una lluvia, aparte de calor, aportan luz, que es visible al ejercer el cometa de pantalla, reflejando así cada partícula de polvo la luz solar. En el [[cometa Hale-Bopp]] se descubrió un tercer tipo de cola compuesta por iones de sodio.

[[Archivo:Comet Diagram text stripped.png|thumb|300px|Cola de gas (azul en el esquema) y cola de polvo (amarillo)]]
Las colas de los cometas llegan a extenderse de forma considerable, alcanzando millones de kilómetros. En el caso del cometa [[Cometa Halley|1P/Halley]], en su aparición de 1910, la cola llegó a medir cerca de 30 millones de kilómetros, un quinto de la distancia de la Tierra al Sol. Cada vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido a que el material que va perdiendo nunca es repuesto. Se espera que, en promedio, un cometa pase unas dos mil veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente. A lo largo de la trayectoria de un cometa, este va dejando grandes cantidades de pequeños fragmentos de material; cuando casi todo el hielo volátil ha sido expulsado y ya no le queda suficiente para tener coma, se dice que es un [[cometa extinto]].

Cuando la Tierra atraviesa la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en la atmósfera en forma de [[estrella fugaz|estrellas fugaces]], también llamadas [[lluvia de meteoros]]. En mayo y octubre se pueden observar las lluvias de meteoros producidas por el material del cometa Halley: las [[Eta Acuáridas]] y las [[Oriónidas]].

Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa primitiva con que se formó el Sistema solar y de la cual se condensaron luego los planetas y sus lunas. Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios de las características de aquella nube primordial.

== Historia del estudio de los cometas ==

=== Estudio de órbitas ===

[[Archivo:Comet animation.gif|thumb|2000px|Movimiento de un cometa alrededor del Sol. (A) Sol, (B) Plutón, (C) Cometa]]
Hasta el {{siglo|XVI||s}}, periodo en que [[Tycho Brahe]] realizó estudios que revelaron que los cometas debían provenir de fuera de la [[atmósfera terrestre]], no se estableció definidamente si eran fenómenos atmosféricos u objetos interplanetarios. Luego, en el {{siglo|XVII||s}}, [[Edmund Halley]] utilizó la teoría de la [[gravitación]], desarrollada por [[Isaac Newton]], para intentar calcular el número de órbitas de los cometas, descubriendo que uno de ellos volvía a las cercanías del Sol cada 76 o 77 años aproximadamente. Este cometa fue denominado [[cometa Halley]] y de fuentes antiguas se sabe que ha sido observado por humanos desde el año {{AC|66}}

El segundo cometa al que se le descubrió una órbita periódica fue el cometa [[2P/Encke|Encke]], en 1821. Como el cometa de Halley, tuvo el nombre de su calculador, el matemático y físico alemán [[Johann Encke]], que descubrió que era un cometa periódico. El cometa de Encke tiene el más corto periodo de un cometa, solamente 3,3 años, y en consecuencia tiene el mayor número de apariciones registradas. Fue también el primer cometa cuya órbita era influida por fuerzas que no eran del tipo gravitacional. Ahora es un cometa muy tenue para ser observado a simple vista, aunque pudo haber sido un cometa brillante hace algunos miles de años, antes que su superficie de hielo fuera evaporada. Sin embargo, no se sabe si ha sido observado antes de 1786, pero análisis mejorados de su órbita temprana sugieren que se corresponde con observaciones mencionadas en fuentes antiguas.

=== Estudio de sus características físicas ===

La composición de los cometas no fue probada hasta el periodo de la era espacial. A principios del {{siglo|XIX||s}}, un matemático alemán, [[Friedrich Bessel]] originó la teoría de que había objetos sólidos en estado de vaporación: del estudio de su brillo, Bessel expuso que los movimientos no-gravitacionales del cometa Encke fueron causados por fuerzas de chorro creadas como material evaporado de la superficie del objeto. Esta idea fue olvidada por más de cien años, y luego, independientemente, [[Fred Lawrence Whipple]] propuso la misma idea en 1950. Para Whipple un cometa es un núcleo rocoso mezclado con hielo y gases, es decir, utilizando su terminología, ''una bola de nieve sucia''. El modelo propuesto por ambos pronto comenzó a ser aceptado por la comunidad científica y confirmado cuando una flota de vehículos espaciales voló a través de la nube luminosa de partículas que rodeaban el núcleo congelado del cometa Halley en 1986 para fotografiar el núcleo y se observaron los chorros de material que se evaporaba. Luego la sonda [[Deep Space 1]] voló cerca del [[cometa Borrelly]] el 21 de septiembre de 2001, confirmando que las características del Halley son también comunes a otros cometas.<ref>{{cite news |title=Hubble's Last Look at Comet ISON Before Perihelion |url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1347a/ |accessdate=20 de noviembre de 2013 |newspaper=ESA/Hubble Press Release}}</ref><ref>{{cite book |url=https://books.google.com/books?id=4zjv84hHNPcC&pg=PA66 |page=66 |title=A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations |isbn=978-0-486-15216-5 |last1=Clay Sherrod |first1=P. Clay |last2=Koed |first2=Thomas L. |date=2003}}</ref>

== Clasificación ==

=== Tradicional ===
Históricamente los cometas se han clasificado en función de su [[periodo orbital]], de '''periodo corto''' o de '''periodo largo''' en función de si su periodo es menor o mayor de 200 años respectivamente. La razón de este criterio es que antiguamente cuando la capacidad de cálculo era más limitada, ese era el periodo orbital máximo para el que era relativamente fiable averiguar si ya había sido avistado con anterioridad o no y, por tanto, establecer su periodicidad.<ref name="Levison1996">{{cita publicación |autor= Levison, H. F. |título= Comet Taxonomy |publicación= Completing the Inventory of the Solar System, Astronomical Society of the Pacific Conference Proceedings |url= http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1996ASPC..107..173L |año= 1996 |volumen= 107 |páginas= 173-191 |editor= Rettig, T.W., Hahn, J. M. |bibcode= 1996ASPC..107..173L |fechaacceso= 25 de junio de 2020}}</ref>

==== Cometas de periodo corto ====
Son los que su periodo orbital es menor o igual a 200 años.<ref name="jcbrandt"/> Tradicionalmente los cometas de periodo corto se han agrupado en dos categorías: los '''Cometas Jovianos''' y los de '''Tipo Halley'''.<ref name="jcbrandt"/>

===== Cometas Jovianos =====
Los '''Cometas Jovianos''', también llamados de la '''Familia de Júpiter''' o '''JFC''' (del inglés ''Jupiter Family Comets'') son cometas que presentan órbitas con bajas [[inclinación orbital|inclinaciones]], de media 10°, un [[afelio]] muy cercano a la órbita de [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] y en todos los casos con órbitas en [[movimiento directo|sentido directo]]. Se clasifican en este grupo aquellos cometas con periodos orbitales menor o igual a 20 años.<ref name="jcbrandt"/>

===== Tipo Halley =====
Los cometas '''Tipo Halley''' o '''HTC''' (del inglés ''Halley Type Comets'' presentan una mayor variedad de inclinaciones, una media de 41°, y en muchos casos con órbitas retrógradas. Se clasifican en este grupo cometas con periodos orbitales entre 20 y 200 años.<ref name="jcbrandt"/>

==== Cometas de periodo largo ====
También llamados '''LPC''' (del inglés ''Long Period Comets''). Son los que tienen un periodo orbital de más de 200 años.<ref name="jcbrandt">[https://www.sciencedirect.com/topics/earth-and-planetary-sciences/encke-comet Physics and Chemistry of Comets]. John C. Brandt, in Encyclopedia of the Solar System (Third Edition), 2014</ref> Su inclinación orbital al plano de la elíptica es aproximadamente isotrópica.

=== Moderna ===
Actualmente los cometas de periodo corto se clasifican con base en un parámetro físico llamado [[parámetro de Tisserand]] respecto Júpiter, (T<sub>j</sub>),<ref name="Carusi1987">{{cita publicación |autor1= Carusi, A. |autor2= Kresak, L. |autor3= Perozzi, E. |autor4= Valsecchi, G. B. |título= High-Order Librations of Halley-Type Comets |publicación= Astronomy and Astrophysics |url= http://articles.adsabs.harvard.edu/pdf/1996ASPC..107..173L |año= noviembre de 1987 |volumen= 187 |páginas= 899-905 |editor= |bibcode=  1987A&A...187..899C |fechaacceso= 25 de junio de 2020}}</ref> que en el fondo es una medida de la influencia gravitatoria de dicho planeta sobre otro cuerpo. Este parámetro es bueno para clasificar ya que permanece prácticamente invariante durante la evolución dinámica de los cometas e indica asimismo una historia evolutiva diferente para cada grupo de cuerpos definido de este modo. Además se ha demostrado que al menos el 10% de los cometas que tradicionalmente son considerados Jovianos evolucionarán a periodos de entre 20 y 200 años dentro de los próximos 400 años, es decir, pasarán de estar clasificados como Jovianos a ser de Tipo Halley. En cambio el 92% de los cometas de periodo corto se mantienen dentro de su clasificación cuando se les clasifica por el parámetro de Tisserand. 

Este sistema propuesto por H. Levison divide los cometas en dos tipos basándose en si el valor de T es superior ('''cometas eclípticos''') o inferior a 2 ('''cometas casi isótropicos''').<ref name="jcbrandt"/>

Con esta clasificación hay tres cometas, [[126P/IRAS]], [[P96/Machholz]] y [[8P/Tuttle]], que pasarían de ser considerados de la Familia de Júpiter (eclípticos) a ser de Tipo Halley (casi isotrópicos) a pesar de sus reducidos periodos orbitales.<ref name="Levison1996" />

==== Cometas casi isotrópicos ====
Los '''cometas casi isotrópicos''' o '''NIC''' (del inglés ''Nearly Isotropics Comets'') cumplen que  T<sub>j</sub><2. En este tipo se incluyen los cometas de periodo largo ('''LPC''') y a los cometas tipo Halley ('''HTC'''). El plano de la órbita de los NIC puede presentar casi cualquier inclinación con respecto a la [[eclíptica]] —el plano de la órbita terrestre—, de ahí su nombre.<ref name="dm20140113">[https://danielmarin.naukas.com/2014/01/13/algunos-misterios-que-todavia-guardan-los-cometas-y-que-quizas-no-conozcas/ Algunos misterios que todavía guardan los cometas (y que quizás no conozcas)]. Daniel Marín, el 13 enero, 2014.</ref>

==== Cometas eclípticos ====
Los '''cometas eclípticos''' cumplen que T<sub>j</sub>>2. Se llaman así porque su órbita se encuentra en el plano de la eclíptica o con una inclinación inferior a 35.º con respecto al mismo.<ref name="dm20140113"/> En este tipo incluye los cometas Jovianos  ('''JFC'''). Los cometas eclípticos son de periodo corto.

Unos pocos de este tipo de cometas cumplen que T<sub>j</sub> > 3 y que no pueden cruzar la órbita de Júpiter quedándose en órbitas o bien interiores, denominados entonces como '''Cometas de tipo Encke''', o bien exteriores, denominados como '''Cometas de tipo Chiron'''.<ref name="jcbrandt"/>

=== Limitaciones ===
No hay que entender estas clasificaciones como una forma de clasificar unívocamente todos los cometas existentes. Hay mucha variedad y algún caso concreto puede estar clasificado en varias categorías o en ninguna. Ejemplos:<ref name="yfdez">[https://physics.ucf.edu/~yfernandez/cometlist.html List of Jupiter-Family and Halley-Type Comets]. "Yan" Fernández. 2 de junio de 2021</ref>
* Cometas con periodo orbital típico de cometas HTC pero con parámetro de Tisserand e inclinación típico de cometas JFC.
* Cometas con periodo orbital típico de cometas JFC pero con altas inclinaciones.

Hay otras clasificaciones que se basan en características más representativas que el tipo general de cometa al que pertenecen:
* '''Cometas cercanos al sol''' o '''NSC''' (del inglés ''Near Sun Comets''). Son aquellos cometas que se acercan al sol más cerca que el perihelio del planeta Mercurio (0.307 AU). Dentro de ellos se clasifican por la distancia al Sol que llegan a alcanzar. Ejemplos [[Cometa de 1680]] (C/1680 V1) y [[Gran Cometa de 1882]] (C/1882 R1).
* '''Cometas cercanos a la tierra''' o '''NEC''' (del inglés ''Near Earth Comets''). Son aquellos cometas que en su trayectoria se acercan a la Tierra. El cometa más cercano a la tierra fue el [[D/1770 L1 (Lexell)|Cometa de Lexell]].
* '''Cometa de órbita parabólica'''. Ejemplo: [[Cometa Ikeya-Seki]] (C/1965 S1), [[Cometa West]] (C/1975 V1), [[Cometa Hyakutake]] (C/1995 B2).

== Cometas del cinturón principal ==

En 2006 los astrónomos [[David Jewitt]] y [[Henry Hsieh]] acuñaron el término '''Cometa del cinturón principal''' o '''MBC''' (del inglés ''Main belt comets'') para designar cuerpos pequeños del sistema solar que tienen órbitas similares a asteroides pero muestran características visuales similares a los cometas (poseen coma, cola u otras evidencias visuales de perdida de masa).<ref name="Jewitt"/><ref name="JHA15">{{cite book|title=The Active Asteroids|first1=David|last1=Jewitt|first2=Henry|last2=Hsieh|first3=Jessica|last3=Agarwal|year=2015|journal= Asteroids IV|pages=221–241| editor1-last =  Michel| editor1-first         = P. | editor2-last = others| display-editors = 1 | publisher=[[University of Arizona]]|doi= 10.2458/azu_uapress_9780816532131-ch012 |arxiv=1502.02361|bibcode=2015aste.book..221J|isbn=9780816532131|s2cid=119209764| url= http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/papers/2015/JHA15.pdf |access-date=2020-01-30}}</ref> Sin embargo actualmente se usa el término '''[[asteroide activo]]''' debido a que este tipo de objetos no siempre tienen una composición helada, como en los cometas, y que a veces no están dentro del cinturón principal de asteroides.<ref name="Jewitt">{{cite web |title=The Active Asteroids |publisher=[[UCLA]], Department of Earth and Space Sciences |author=David Jewitt |url=http://www2.ess.ucla.edu/~jewitt/mbc.html |access-date=2020-01-26|author-link=David Jewitt }}</ref><ref name="NYT-20190319">{{cite news |last1=Chang |first1=Kenneth |last2=Stirone |first2=Shannon |title=The Asteroid Was Shooting Rocks Into Space. 'Were We Safe in Orbit?' - NASA's Osiris-Rex and Japan's Hayabusa2 spacecraft reached the space rocks they are surveying last year, and scientists from both teams announced early findings on Tuesday (03/19/2019) |url=https://www.nytimes.com/2019/03/19/science/bennu-ryugu-asteroids.html |date=2019-03-19 |work=[[The New York Times]] |access-date=2019-03-21 }}</ref><ref>{{cite web|title=Hubble Observes Six Tails from an Unusual Asteroid|publisher=Space Telescope Science Institute (STScI), official YouTube channel for the Hubble Space Telescope|url=https://www.youtube.com/watch?v=CGgRNWUFfZ0|urlarchivo=https://web.archive.org/web/20210517200429/https://www.youtube.com/watch?v=CGgRNWUFfZ0|fechaarchivo=17 de mayo de 2021|access-date=2014-11-15|deadurl=}}{{cbignore}}</ref>

== Designación y denominación ==
Los cometas han sido observados desde la antigüedad. Durante ese tiempo se han desarrollado distintos sistemas para asignar nombres a cada cometa, y como resultado muchos cometas tienen más de un nombre.

El sistema de nombre más simple es usar el año en que fue observado, como por ejemplo el [[Gran cometa de 1680]]. Más tarde se empezó a usar el nombre de personas asociadas al descubrimiento (ej. [[Cometa Hale-Bopp]]) o el primero que hizo un estudio detallado sobre él (ej. [[Cometa Halley]]). Durante el {{siglo|XX||s}} la mejoras en la tecnología y una búsqueda intensiva permitió un incremento masivo en el número de cometas descubierto, lo cual obligó a tener un formato de designación automática.

La designación de los nombres de los cometas ha tenido varios cambios con el correr de los años.<ref name="alda"/> Lo que ha permanecido inalterable es el prefijo que indica que tipo de cometa es:
* '''P/''', cometas periódicos, entendidos estos como los que se ha observado su paso por el [[perihelio]] al menos dos veces o bien tienen un [[periodo orbital]] de menos de 200 años. Dentro de estos el [[Centro de Planetas Menores]] mantiene una [[lista de cometas periódicos numerados]] en el que están aquellos cometas que han sido observados al menos dos veces.<ref>{{cita web |título= Periodic Comet Numbers |url= https://minorplanetcenter.net/iau/lists/PeriodicCodes.html |sitioweb= Minor Planet Center |fechaacceso= 13 de junio de 2020}}</ref><ref>[http://hills-observatory.org/comet_type.htm COMET CLASSIFICATIONS] Hills Observatory. 5 de junio de 2021</ref>
* '''C/''', cometas no periódicos, entendidos como los que no cumplen las condiciones anteriores.
* '''D/''', cometas que no han sido observados después de un número de pasadas por el perihelio, o presumiblemente destruidos. Por ejemplo el cometa [[cometa Shoemaker-Levy 9|D/1993 F2]], que tras su impacto contra [[Júpiter (planeta)|Júpiter]] en 1994. Otros ejemplos son [[3D/Biela]] (desintegración del [[lista de cometas periódicos numerados|periódico numerado]] 3P/Biela) y [[5D/Brorsen]] (desintegración del [[lista de cometas periódicos numerados|periódico numerado]] 5P/Brorsen).
* '''X/''', cometas para los que las observaciones realizadas no son suficientes para determinar su órbita.
* '''A/''', para designar cuerpos que aunque inicialmente clasificados como cometas, finalmente son considerados como [[asteroides]].
* '''I/''', clasificación añadida en 2017 para incluir objetos como [[1I/ʻOumuamua]], el cual en un principio fue denominado como cometa '''C/2017 U1''', más tarde al comprobar que no tenía actividad fue renombrado como asteroide '''A/2017 U1''', para finalmente, al comprobarse que su órbita era fuertemente hiperbólica, que no estaba ligado gravitacionalmente al sol y finalmente escaparía del [[Sistema solar]] y pudiendo ser por ello considerado como un [[objeto interestelar]], crearse una nueva clasificación para ese tipo de objetos.<ref>{{cita web |título= MPEC 2017-V17 : New designation scheme for interstellar objects |url= https://minorplanetcenter.net//mpec/K17/K17V17.html |sitioweb= Minor Planet Center |fecha=6 de noviembre de 2017 |fechaacceso= 13 de junio de 2020 |idioma= inglés}}</ref>

Antes del año 1995 la designación del nombre de los cometas era de la siguiente manera:<ref name="alda"/>
*Designación provisional que estaba formada por año del descubrimiento, seguido de una letra minúscula, que indicaba el orden del descubrimiento. Por ejemplo: un cometa denominado 1973f quería decir que el cometa fue descubierto en el año 1973 y fue el sexto en ser descubierto ese año. Si se excedía las letras del alfabeto latino, se agregaba un número, Por ejemplo: 1991a1.
*Designación permanente que estaba formada por año del descubrimiento del cometa, seguido de un número romano, que señalaba el orden del paso por el Perihelio del cometa. Por ejemplo 1973f, pasó a ser 1973 XII, siendo el duodécimo cometa en pasar por su Perihelio ese año.
Este método de designaciones comenzó a tener problemas cuando, después de entregado un nombre permanente a un cometa, se descubría otro que pasaba antes por el perihelio, alterando la cuenta.
  
En 1994 la [[Unión Astronómica Internacional|IAU]] estableció una serie de criterios para la designación de los cometas para ser empleados a partir de 1995.<ref>{{cita web |título= Cometary Designation System |url= https://minorplanetcenter.net//iau/lists/CometResolution.html |sitioweb= Minor Planet Center |fecha= |fechaacceso= 13 de junio de 2020 |idioma= inglés}}</ref><ref>{{cita web |título= Naming of Astronomical Objects |url= https://www.iau.org/public/themes/naming/#comets |sitioweb= International Astronomical Union |fecha= |fechaacceso= 13 de junio de 2020 |idioma= inglés}}</ref><ref>{{cita web |título= Designación del nombre de cometas |url= http://www.tayabeixo.org/sist_solar/cometas/denominacion.htm |sitioweb= Tayabeixo |editorial= Asociación Larense de Astronomía |fechaacceso= 13 de junio de 2020}}</ref>

En el nuevo formato se adopta la estructura de: año de descubrimiento, [[Codificación quincena (astronomía)|codificación de la quincena]] del año cuando se produce el descubrimiento, seguido de un número que identifica el orden de descubrimiento. Ejemplo:  C/2002 W17 denomina al cometa número 17 descubierto la quincena del 16 al 30 de noviembre del año 2002.<ref name="alda"/>

Adicionalmente los nombres de los descubridores se añaden a la designación sistemática entre paréntesis y en un número máximo de dos, excepcionalmente tres (Ej [[57P/du Toit–Neujmin–Delporte]], [[Cometa IRAS–Araki–Alcock]]). Si el observador ha descubierto varios cometas, se lleva la cuenta de los mismos. Por ejemplo: [[9P/Tempel 1]], [[10P/Tempel|Tempel 2]].<ref name="alda"/> Cuando se trata de [[lista de cometas periódicos numerados|cometas numerados]] es habitual usar únicamente la denominación en lugar de la designación sistemática puesto que en ese caso ya no puede haber ambigüedades, aunque no obstante se recomienda el uso de esa designación. Así por ejemplo, el [[cometa Halley]] puede designarse como '''1P/ 1682 U1 (Halley)''' o '''1P/Halley''' o incluso puede abreviarse como '''1P'''.<ref>{{cita web |título= IAU comet-naming guidelines |url= https://minorplanetcenter.net/iau/info/CometNamingGuidelines.html |sitioweb= Minor Planet Center |fechaacceso= 13 de junio de 2020}}</ref><ref>{{cita publicación |autor= Marsden, B. G |enlaceautor= Brian Marsden |título= New Designations for Old |url= http://www.icq.eps.harvard.edu/93i03.pdf |publicación= International Comet Quarterly |volumen= 17 |páginas= 3-6 |fecha= enero de 1995 |bibcode=  1995ICQ....17....3M |idioma= inglés |fechaacceso= 13 de junio de 2020}}</ref> Desde la puesta en funcionamiento de observatorios automatizados, es común observar los acrónimos de LINEAR ([[Lincoln Near-Earth Asteroid Research]]), NEAT ([[Near Earth Asteroid Tracking]]), LONEOS ([[Lowell Observatory Near-Earth-Object Search]]), [[Spacewatch]], [[Estación Astronómica Catalina|Catalina]]...<ref name="alda">[http://www.tayabeixo.org/sist_solar/cometas/denominacion.htm Designación del nombre de cometas].Asociación Larense de Astronomía (ALDA). Venezuela. 13 de junio de 2021</ref>

Si un cometa fue denominado inicialmente como asteroide, el mismo hereda su nombre. Ejemplos: C/2001 CV8 y C/2003 WT42.<ref name="alda"/>

== Cometas famosos ==
{{VT|Gran cometa}}
Algunos de los cometas más famosos:
* [[Cometa de César]] (44&nbsp;a.&nbsp;C.): uno de los más brillantes de la antigüedad, visible a pleno día.
* [[Gran Cometa de 1577]]
* [[Cometa de 1680]]: gran cometa de 1680, cometa Kirch o cometa de Newton, catalogado actualmente como C/1680 V1.
* [[Gran Cometa de 1744]]: Chéseaux y varios otros observadores reportaron un fenómeno sumamente insólito 'un abanico' de seis colas separadas que sobrepasó el horizonte.
* [[Gran Cometa de 1811]]
* [[Gran Cometa de 1843]]
* [[Gran Cometa de 1882]]
* Cometa [[3D/Biela]]: a finales del {{Siglo|XIX||s}} se partió en dos, y más tarde en fragmentos minúsculos, dando lugar a una [[lluvia de meteoros|lluvia de estrellas]], con lo que desapareció para siempre.
* [[Cometa Borrelly]]
* [[Cometa Coggia]]: obtuvo mucha fama debido a su extraordinaria belleza.
* Cometa [[67P/Churyumov-Gerasimenko]]. Destino de la sonda espacial europea [[Rosetta (sonda interplanetaria)|Rosetta]].
* Cometa [[2P/Encke]]
* [[Cometa Hale-Bopp]]
* Cometa [[Cometa Halley|1P/Halley]]: describe su órbita cada 76 años. En 1910 su aproximación a [[la Tierra]], conllevó que su cola rozara con las capas superiores de la atmósfera.
* [[Cometa Humason]]
* [[Cometa Hyakutake]]
* [[Cometa Ikeya-Seki]]
* [[Cometa Kohoutek]]
* [[Cometa Luxell]]: al pasar cerca de Júpiter, perdió parte de su masa y padeció perturbaciones importantes en su órbita.
* [[Cometa Mrkos]]
* [[Cometa Shoemaker-Levy 9]]: en 1993 se fragmentó debido al intenso campo gravitatorio de Júpiter y acabó impactando contra él.
* Cometa [[9P/Tempel 1]]: la [[sonda espacial]] ''[[Deep Impact (sonda)|Deep Impact]]'' lanzó un [[proyectil]] sobre este cometa para estudiar la composición de su núcleo.
* Cometa [[55P/Tempel-Tuttle]]: progenitor de la [[lluvia de meteoros]] de las [[Leónidas (astronomía)|Leónidas]].
* Cometa [[109P/Swift-Tuttle]] el progenitor de la [[lluvia de meteoros]] de las [[Perseidas]].
* [[Cometa McNaught]]: visible a simple vista a pleno día.
* [[Cometa West]][[Archivo:Bayeux Tapestry scene32 Halley comet.jpg|thumb|El [[tapiz de Bayeux]], que conmemora la invasión normanda de Inglaterra del año 1066 y en la que se ve representado el paso del cometa Halley.|izquierda|177x177px]]

== Influencia cultural de los cometas ==
{{AP|Influencia cultural de los cometas}}
Los cometas han llamado la atención de los hombres de todas las civilizaciones. Generalmente eran considerados un mal augurio. Se ha relacionado la súbita aparición de cometas con hechos históricos, como batallas, nacimientos (véase [[Jesucristo]]) o muertes. Estas creencias perduran hasta nuestros días, aunque tienen mucho menos predicamento que en la antigüedad.

En la antigüedad su aparición venía acompañada de malos presagios. Los astrólogos le atribuían el augurio de muerte inminente de algún rey o emperador. Pero lo cierto es que, si bien este tipo de creencias ha sido superado por la mayoría de las personas, existe todavía el temor de un posible impacto sobre la superficie de la Tierra de efectos apocalípticos.

== Galería ==
<gallery mode="packed" heights="100">
Archivo:Comet C2020F3 NEOWISE over California desert landscape.png|[[Cometa Neowise|Cometa C/2020 F3 NEOWISE]]
Archivo:Comet P1 McNaught02 - 23-01-07-edited.jpg|Cometa C / 2006 P1 (McNaught) tomado desde Victoria, Australia 2007
Archivo:Great Comet of 1882.jpg|El [[Gran Cometa de 1882]] es miembro del grupo Kreutz.
Archivo:Great Comet 1861.jpg|alt=C/1861 J1|[[C/1861 J1|Gran Cometa de 1861]]
Archivo:X-rays from Hyakutake.jpg|Comet Hyakutake (X-ray, satellite ROSAT)
Archivo:Asteroid P2013 P5 v2.jpg|"Asteroide activo" 311P / PANSTARRS con varias colas<ref>{{cite web |url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/2013/news-2013-52.html |title=NASA's Hubble Sees Asteroid Spout Six Comet-like Tails |publisher=NASA |website=Hubblesite.org |date=2013-11-07 |access-date=2019-11-21}}</ref>
Archivo:NASA-14090-Comet-C2013A1-SidingSpring-Hubble-20140311.jpg|alt=Comet Siding Spring ( Hubble ; 11 de marzo de 2014)|Comet Siding Spring ( Hubble ; 11 de marzo de 2014)
Archivo:Comets WISE.jpg|Mosaico de 20 cometas descubierto por el telescopio espacial WISE
Archivo:PIA22419-Neowise-1stFourYearsDataFromDec2013-20180420.gif|alt=NEOWISE : primeros cuatro años de datos a partir de diciembre de 2013|NEOWISE : primeros cuatro años de datos a partir de diciembre de 2013
Archivo:Lovejoy-hi1a srem dec12 14.gif|C / 2011 W3 (Lovejoy) se dirige hacia el Sol
Archivo:ITS Impact.gif|Vista desde el impactador en sus últimos momentos antes de golpear el cometa Tempel 1 durante la misión Deep Impact
Archivo:Cometa C2024G3 22 de enero de 2025 Esteban J ANDRADA.jpg|El cometa C/2024 G3 (ATLAS) desde Mar del Plata, Argentina el 22 de enero de 2025
</gallery>

;Videos
<gallery mode="packed" heights="100">
Archivo:NASA Developing Comet Harpoon for Sample Return.ogv|La NASA está desarrollando un arpón de cometa para devolver muestras a la Tierra
Archivo:Encke tail rip off.ogg|El [[cometa Encke]] pierde su cola
</gallery>

== Véase también ==

* [[Cola (astronomía)]]
* [[Coma (astronomía)]]
* [[Cometa interestelar]]
* [[Anexo:Cometas periódicos]]
* [[Asteroide]]
* [[Astrogeología]]
* [[Nube de Oort]]

== Referencias ==
{{listaref|2}}
== Bibliografía ==
* {{cite book |url=https://books.google.com/books?id=kC5oQgAACAAJ |title=Comet |publisher=Headline |location=London |first1=Carl |last1=Sagan |author-link1=Carl Sagan |first2=Ann |last2=Druyan |author-link2=Ann Druyan |name-list-style= |date=1997 |isbn=978-0-7472-7664-7 }}
* {{cite book |title=Comets, Popular Culture, and the Birth of Modern Cosmology |url=https://archive.org/details/cometspopularcul0000sche |publisher=[[Princeton University Press]] |first=Sara J. |last=Schechner |date=1997 |isbn=978-0-691-01150-9}}
* {{cite book |title=Introduction to Comets |publisher=[[Cambridge University Press]] |first1=John C. |last1=Brandt |first2=Robert D. |last2=Chapman |name-list-style= |edition=2nd |date=2004 |isbn=978-0-521-80863-7}}
== Enlaces externos ==
{{commons|comet}}
{{wikcionario|cometa}}
* [http://solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Comets Solar System Exploration:Comets] (en el sitio web de la NASA, en inglés).
* [http://www.nasa.gov/audience/forstudents/nasaandyou/home/comets_bkgd_sp.html Los cometas] {{Wayback|url=http://www.nasa.gov/audience/forstudents/nasaandyou/home/comets_bkgd_sp.html |date=20130408072028 }} (página en el portal de la NASA, en español).

{{Control de autoridades}}
[[Categoría:Cometas| ]]