{"id":56108,"date":"2016-06-23T14:27:36","date_gmt":"2016-06-23T14:27:36","guid":{"rendered":"http:\/\/cms.portalsaofrancisco.com.br\/?p=56108"},"modified":"2021-03-15T12:56:59","modified_gmt":"2021-03-15T14:56:59","slug":"cometas","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/lab.fabricadelandings.com.br\/portalsaofrancisconovo\/ciencias-da-natureza\/astronomia\/cometas","title":{"rendered":"Cometas"},"content":{"rendered":"

O que \u00e9 um cometa?<\/strong><\/p>\n

Um\u00a0cometa<\/strong>\u00a0\u00e9 um pequeno corpo astral, semelhante em constru\u00e7\u00e3o a um planeta. Sua \u00f3rbita pode \u00e0s vezes aproxim\u00e1-lo do sol e torn\u00e1-lo vis\u00edvel a olho nu, ou por meio de telesc\u00f3pios de for\u00e7a relativamente baixa, da Terra. Quando uma pode ser vista, geralmente \u00e9 notada como tendo uma cauda, feita de gases, que os primeiros astr\u00f4nomos costumavam confundir com uma estrela cadente.<\/p>\n

A maioria dos cometas observ\u00e1veis em nosso sistema solar derivam da Nuvem de Oort, uma nuvem hipot\u00e9tica composta de res\u00edduos do sol. Esses materiais formam cometas, que orbitam o sol porque s\u00e3o afetados por sua atra\u00e7\u00e3o gravitacional. Ao passar por planetas individuais, o cometa pode ser afetado pelas for\u00e7as gravitacionais dos planetas, causando assim uma \u00f3rbita el\u00edptica ou oval.<\/p>\n

Normalmente, as pessoas na Terra veem esses corpos astrais quando eles passam entre a Terra e o sol. Pensa-se que o cometa e a sua cauda, por vezes designada de coma e cauda, reflectem a luz do sol, aumentando a sua visibilidade. Como os cometas podem orbitar o sol em padr\u00f5es estranhos, as pessoas podem ver apenas a passagem de um na vida.<\/p>\n

Na verdade, os cometas s\u00e3o geralmente classificados pelo tempo que levam para orbitar ao redor do sol. Um curto per\u00edodo leva cerca de 200 anos para fazer uma viagem completa ao redor do sol.<\/p>\n

Um cometa de longo per\u00edodo pode levar muito mais tempo para completar uma viagem.<\/p>\n

Por exemplo, o cometa Halley pode ser visto na Terra a cada 75 anos, o que o torna parte da classe de curto per\u00edodo. Seu \u00faltimo avistamento na Terra foi em 1986 e espera-se que seja visto novamente em 2061.<\/p>\n

Um planeta pode capturar um cometa, o que pode causar danos significativos ao corpo astral. Essa captura gravitacional pode fazer com que ele se quebre em muitos peda\u00e7os pequenos, que podem ent\u00e3o atingir o planeta que est\u00e1 sendo capturado. O cometa Shoemaker-Levy 9 foi observado como quebrado em 1993, e os astr\u00f4nomos foram capazes de testemunh\u00e1-lo atingindo a atmosfera de J\u00fapiter em 1994.<\/p>\n

Na maioria das vezes, as pessoas que olham para o c\u00e9u noturno podem pensar que veem \u201cestrelas cadentes\u201d que s\u00e3o na verdade meteoros ou cometas. Existem milhares de min\u00fasculos que n\u00e3o atraem muito interesse.<\/p>\n

Os cometas que acontecem uma vez na vida, como o de Halley, costumam ser considerados emocionantes, j\u00e1 que a maioria das pessoas s\u00f3 os v\u00ea a olho nu uma vez.<\/p>\n

Cometa – Aster\u00f3ides<\/strong><\/p>\n

\"Cometas\"
\nCometas<\/strong><\/p>\n

Como os aster\u00f3ides,\u00a0cometas<\/strong>\u00a0s\u00e3o suspeitos de serem remanescentes da forma\u00e7\u00e3o de planetas no Sistema Solar h\u00e1 4,6 bilh\u00f5es de anos atr\u00e1s.<\/p>\n

Mas enquanto os aster\u00f3ides s\u00e3o geralmente compostos de rocha e metal, os cometas s\u00e3o mais parecidos com “bolas de neve sujas”.<\/p>\n

Eles s\u00e3o constitu\u00eddos por gases congelados, tais como di\u00f3xido de carbono, metano e amon\u00edaco, bem como de gelado de \u00e1gua, em que as part\u00edculas de poeira e material rochoso s\u00e3o incorporados.<\/p>\n

Eles s\u00e3o remanescentes da forma\u00e7\u00e3o de estrelas e planetas bilh\u00f5es de anos atr\u00e1s. Antes de girar em torno do Sol com suas caudas grandes caracter\u00edsticas, os cometas que vemos em nosso sistema solar come\u00e7am como grandes peda\u00e7os de rocha e gelo flutuando em algo chamado Nuvem de Oort. Quando a gravidade de um grande corpo que passa, como uma estrela, torna-se forte o suficiente, alguns grandes peda\u00e7os de gelo s\u00e3o puxados para longe da nuvem e se dirigem para o sol. \u00c0 medida que essa bola de gelo se aproxima o suficiente do Sol, seu calor come\u00e7a a derreter parte do gelo que constitui o cometa. O gelo derretido torna-se uma cauda gasosa que se estende para longe da fonte de calor (neste caso, o Sol). A cauda \u00e9 empurrada para fora pelo vento solar do Sol.<\/p>\n

O que mant\u00e9m o\u00a0cometa<\/strong>\u00a0em movimento e orienta seu caminho \u00e9 a gravidade de todos os planetas e estrelas por onde passa. Quando um cometa est\u00e1 em nosso sistema solar, a maior parte da gravidade que afeta o movimento do cometa se deve ao sol. \u00c0 medida que um cometa se aproxima do Sol, ele se move cada vez mais r\u00e1pido, porque quanto mais pr\u00f3ximo um objeto est\u00e1 do Sol, mais forte \u00e9 a gravidade do Sol sobre ele. Al\u00e9m de se mover mais r\u00e1pido perto do Sol, a cauda do cometa crescer\u00e1 em comprimento, pois mais gelo estar\u00e1 evaporando.<\/p>\n

De onde os cometas v\u00eam?<\/strong><\/p>\n

Cometas se originam principalmente de duas regi\u00f5es do sistema solar:\u00a0<\/strong>Cintur\u00e3o de Kuiper, que \u00e9 um disco de corpos gelados que est\u00e1 um pouco al\u00e9m da \u00f3rbita de Netuno, e a Nuvem de Oort, uma cole\u00e7\u00e3o mais distante, esf\u00e9rica de objetos que marca o limite do o sistema solar.<\/p>\n

Cometas de curto per\u00edodo, que orbitam o sol em 200 anos ou menos, s\u00e3o geralmente objetos do Cintur\u00e3o de Kuiper, enquanto cometas de longo per\u00edodo que levam centenas ou milhares de anos para orbitar o sol geralmente v\u00eam da Nuvem de Oort.<\/p>\n

Cometas \u2013 Corpos Celestes<\/strong><\/p>\n

\"Cometas\"
\nCometas<\/strong><\/p>\n

Cometas<\/strong>\u00a0s\u00e3o corpos celestes do sistema solar, que se movem em torno do Sol com \u00f3rbitas parab\u00f3licas, hiperb\u00f3licas ou el\u00edpticas de grande excentricidade. S\u00e3o muitas as teorias da sua origem, uma delas situa um ninho de cometas a uma dist\u00e2ncia muito grande de 20 trilh\u00f5es de Km do Sol, mas mesmo nesta dist\u00e2ncia eles est\u00e3o girando em sua volta.<\/p>\n

\u00c9 um anel de gelo e rochas em numero de dezenas de bilh\u00f5es de massas de gelo congelado, varia\u00e7\u00f5es da for\u00e7a gravitacional fazem com que esses corpos se soltem do cintur\u00e3o e avancem em dire\u00e7\u00e3o ao Sol que exerce a for\u00e7a e atrai o cometa, com isso o cometa pode ter v\u00e1rios destinos, devido a atra\u00e7\u00e3o do Sol, ele pode se chocar contra a nossa estrela, escapar para sempre so sistema solar ou no meio do caminho se chocar com um planeta.<\/p>\n

Visto enquanto viaja rumo ao Sistemas Solar, o cometa \u00e9 apenas uma massa pequena de gelo, mas ao come\u00e7ar a sofrer dos ventos solares, as particulas de gelo do cometa se soltam e formam uma cauda que pode ter milhares de Km sendo ela visivel aqui da terra.<\/p>\n

N\u00daCLEO:\u00a0<\/b>\u00e9 o ponto mais brilhante e condensado, formado por rochas de diversos tamanhos, coberto por mol\u00e9culas congelados, seu tamanho pode ir de dezenas at\u00e9 centenas de km de di\u00e2metro.
\nCOMA:<\/b>\u00a0\u00e9 uma nuvem transparente que fica ao redor do nucleo, congregando particulas de p\u00f3, pode atingir um diametro de 200.000 Km.
\nCAUDA:\u00a0<\/b>\u00e9 o rastro deixado pelo cometa formada por part\u00edculas de p\u00f3, pequenos fragmentos e gases que se desprendem do n\u00facleo devido ao vento solar.<\/p><\/blockquote>\n

Os elementos qu\u00edmicos mais comuns existentes nos cometas s\u00e3o hidrog\u00eanio, oxig\u00eanio, carbono e s\u00f3dio, sempre congelados.<\/p>\n

Devido a suas apari\u00e7\u00f5es, que sempre causaram em todo os tempos, desde os mais remotos, muitos sentiam medo, e hoje, algumas pessoas com mas intens\u00f5es, os usam para cusar panico nas pessoas, em maio de 1910, quando o conhecido cometa Halley se aproximou da Terra, infelizmente os “adivivnhos” de plant\u00e3o, parecidos com os atuais pergavam o fim do mundo, fato que n\u00e3o ocorreu, o “engra\u00e7ado” \u00e9 que quando a sempre um cometa ou um eclipse, os “magos” de plant\u00e3o falam sempre em fim de mundo, e obviamente n\u00e3o acontece.<\/p>\n

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

No extremo do sistema solar, h\u00e1 uma grande nuvem esf\u00e9rica de 1 milh\u00e3o de n\u00facleos coment\u00e1rios, ocasionalmente devido a for\u00e7a do Sol, esses objetos saem das nuvens e vai em dire\u00e7\u00e3o a estrela, descrevendo \u00f3rbitas el\u00edpticas, que podem variar entre poucos anos ou ate milhares de anos, o destino final de muitos, \u00e9 o choque com o Sol.<\/p>\n

Vagando a altissimas velocidades, contra o vento solar, fragmentos de gelo e poeira v\u00e3o sendo empurradas, e o calor so sol faz com que gases se soltem do astro, parecido com um gelo seco que vemos aqui na terra, dando origem a cauda.<\/p>\n

Cometas – Classifica\u00e7\u00e3o<\/h4>\n

\"Cometas\"Cometas<\/strong><\/p>\n

A\u00a0cauda<\/strong>\u00a0conhecida popularmente como rabo do cometa \u00e9 uma caracter\u00edstica distintiva e ef\u00eamera dos Cometas; as mesmas mol\u00e9culas que se desprendem do n\u00facleo e da cabeleira comet\u00e1ria s\u00e3o, parcialmente, deslocadas sob a a\u00e7\u00e3o do vento solar \u2013 um fluxo de part\u00edculas de grande velocidade (400 km\/s.), que fluem continuamente da atmosfera solar e s\u00e3o ionizadas (privadas de el\u00e9trons) e arrastadas para longe dele.<\/p>\n

Este \u00e9 o motivo pelo qual as caudas aparecem sempre em dire\u00e7\u00e3o oposta ao Sol. Este ap\u00eandice \u00e9 formado por g\u00e1s e\/ou poeira apresentam uma variedade de formas e dura\u00e7\u00f5es (tamanhos).<\/p>\n

As dura\u00e7\u00f5es podem variar de uma pequena fra\u00e7\u00e3o de um grau (caudas s\u00e3o sempre medidas como a dura\u00e7\u00e3o angular em graus ou minutos de arco [\u2018; 60 \u2018 = 1 grau]), a muitos graus em dist\u00e2ncia pelo c\u00e9u.<\/p>\n

Um cometa pode apresentar cauda de poeira, cauda de \u00edon ou n\u00e3o apresentar nenhuma cauda. Se o cometa mostrar apenas uma cauda, esta ser\u00e1 de poeira (formada pelas part\u00edculas de p\u00f3 contidas no n\u00facleo comet\u00e1rio). As part\u00edculas de p\u00f3 formam um tipo diferente de cauda. A \u00fanica coisa que afeta estas pequenas part\u00edculas no espa\u00e7o \u00e9 a pr\u00f3pria radia\u00e7\u00e3o do sol.<\/p>\n

A radia\u00e7\u00e3o do sol sopra as min\u00fasculas part\u00edculas de p\u00f3 na dire\u00e7\u00e3o da qual elas vieram. Assim, a cauda de cometas geralmente aponta atr\u00e1s ao longo da trajet\u00f3ria (\u00f3rbita) do cometa.<\/p>\n

Alguns cometas apresentam uma segunda cauda (composta de \u00edons) devido ao g\u00e1s ionizado que s\u00e3o formados na coma de cometa. \u00cdons s\u00e3o part\u00edculas eletricamente carregas, que v\u00eam primeiro do n\u00facleo como part\u00edculas gasosas (part\u00edculas de carga neutra), e que s\u00e3o empurradas na cauda do cometa atrav\u00e9s da intera\u00e7\u00e3o com o Campo Magn\u00e9tico Interplanet\u00e1rio (IMF).<\/p>\n

O campo magn\u00e9tico do sol que est\u00e1 presente em toda parte no espa\u00e7o interplanet\u00e1rio varre para al\u00e9m do n\u00facleo do cometa e leva os \u00edons com ele formando a cauda. Por causa desta intera\u00e7\u00e3o especial com o IMF, esta cauda aponta sempre exatamente para longe do sol, em sentido oposto a posi\u00e7\u00e3o do sol. Com as aproxima\u00e7\u00f5es do cometa do sol o vento solar que consiste de n\u00facleos at\u00f4micos em alta velocidade, pr\u00f3tons e el\u00e9trons varrem os gases comet\u00e1rios para longe do sol e produz uma cauda reta de at\u00e9 93 milh\u00f5es de milhas (150 milh\u00f5es de quil\u00f4metros) em tamanho.<\/p>\n

Uma segunda cauda (rabo) constitu\u00eddo de part\u00edculas de poeira tamb\u00e9m pode aparecer. Esta cauda de p\u00f3 \u00e9 menor e mais curva que a cauda de g\u00e1s.<\/p>\n

As caudas dos cometas sempre est\u00e3o longe do Sol em dire\u00e7\u00e3o oposta a ele por causa da for\u00e7a do vento solar que atuam sobre o material comet\u00e1rio. Quando os cometas se distanciam do sol, suas caudas sempre est\u00e3o \u00e0 sua frente.<\/p>\n

J\u00e1 foram observados alguns cometas que desenvolveram at\u00e9 seis ou mais caudas, como por exemplo, o cometa De Chesseaux de 1744, no m\u00eas de mar\u00e7o daquele ano os europeus puderam ver suas seis caudas no horizonte, mas a cabe\u00e7a do cometa n\u00e3o era vis\u00edvel, pois se encontrava abaixo da linha do horizonte.<\/p>\n

\u00c0s vezes \u00e9 poss\u00edvel visualizar, em um mesmo Cometa, uma cauda de composi\u00e7\u00e3o predominantemente gasosa ou cauda de plasma (\u00edon), reta e estendida como uma faixa ao vento que em fotografias apresenta cor azulada, e uma outra cauda cuja composi\u00e7\u00e3o principal \u00e9 de poeira em forma arqueada e cor amarelada.<\/p>\n

Quando, em sua \u00f3rbita, um cometa vai se aproximando do Sol, em torno do n\u00facleo forma-se um halo de g\u00e1s e poeira, primeiro forma-se a coma e alguns cometas desenvolvem uma cauda. A cauda comet\u00e1ria, quando presente, tem origem no n\u00facleo, atravessa a coma e se entende a dist\u00e2ncias superiores a 20 ou 30 milh\u00f5es de quil\u00f4metros, quando o cometa est\u00e1 pr\u00f3ximo ao peri\u00e9lio.<\/p>\n

Os primeiros gases que se volatilizam s\u00e3o o mon\u00f3xido e o di\u00f3xido de carbono, enquanto o gelo come\u00e7a a sublimar (passar do estado s\u00f3lido diretamente para o estado gasoso) na faixa da regi\u00e3o compreendida entre J\u00fapiter e Marte. Devido a pouca gravidade do n\u00facleo, os gases emitidos dispersam-se no espa\u00e7o e continuadamente s\u00e3o substitu\u00eddos por material novo. Contudo, essa vaporiza\u00e7\u00e3o acontece somente no lado do n\u00facleo que, naquele momento, est\u00e1 volta para o Sol, pois existe uma grande diferen\u00e7a de temperatura entre o lado apontado em dire\u00e7\u00e3o ao Sol e o outro, que fica na sombra. \u00c9 como se fosse dia e noite para um lado e o outro do cometa, que, como os outros corpos celestes, tamb\u00e9m apresenta um movimento de rota\u00e7\u00e3o. Al\u00e9m do mon\u00f3xido e do di\u00f3xido de carbono, outros principais componentes s\u00e3o o formalde\u00eddo e o metano, embora tamb\u00e9m exista enorme quantidade de pequenas part\u00edculas s\u00f3lidas e gr\u00e3os de poeira com di\u00e2metro inferior a um d\u00e9cimo de micro e outras pouco maior.<\/p>\n

O material \u00e9 expelido do n\u00facleo em violent\u00edssimos jatos, que podem alcan\u00e7ar milhares de quil\u00f4metros em dist\u00e2ncia. Essa expuls\u00e3o acontece em linha reta, mas, devido \u00e0 press\u00e3o exercida pelos ventos solares, o material \u00e9 acelerado em sentido oposto ao Sol, formando uma cauda de part\u00edculas que v\u00e3o sendo separadas de acordo com seu peso e tamanho.<\/p>\n

A temperatura do halo que circunda o n\u00facleo \u00e9, nas zonas de onde partem os jatos, da ordem de -73 graus cent\u00edgrados, mas, ao afastar-se, a temperatura baixa at\u00e9 -253 graus cent\u00edgrados.<\/p>\n

Somente quando as mol\u00e9culas da coma se rompem por causa da sua baixa densidade e liberam energia em uma rea\u00e7\u00e3o exot\u00e9rmica (processo ou de rea\u00e7\u00e3o qu\u00edmica que ocorre em um sistema, e em que h\u00e1 libera\u00e7\u00e3o de calor para o meio externo), a temperatura pode subir aproximadamente at\u00e9 -173 graus cent\u00edgrados.<\/p>\n

O tamanho m\u00e9dio da cauda comet\u00e1ria \u00e9 de cerca de 100.000 km, mas suas densidade e massa s\u00e3o muito pequenas.<\/p>\n

Algumas mol\u00e9culas decomp\u00f5em-se e s\u00e3o ionizadas devido ao efeito da radia\u00e7\u00e3o solar ultravioleta ao longo da dist\u00e2ncia que existe entre o n\u00facleo e a cauda. Nas regi\u00f5es mais pr\u00f3ximas ao Sol, o \u00edndice de decomposi\u00e7\u00e3o das mol\u00e9culas da cauda \u00e9 mais r\u00e1pido por causa da intera\u00e7\u00e3o com o vento solar, que as empurra em dire\u00e7\u00e3o contr\u00e1ria \u00e0 do Sol e alonga a cauda.<\/p>\n

A cauda est\u00e1 sempre orientada em sentido oposto ao Sol, mas permanecendo no plano da \u00f3rbita do cometa. Quando um cometa torna-se muito brilhante e, portanto, vis\u00edvel, a principal caracter\u00edstica que se observa \u00e9 a cauda. Apesar das imensas distancias que ela pode alcan\u00e7ar, 1 km\u00b3 de cauda cont\u00e9m menos material que 1mm\u00b3 da atmosfera da Terra.<\/p>\n

A luminosidade aparente de um cometa depende se sua dist\u00e2ncia do Sol e da Terra. Essa luminosidade \u00e9 proporcional \u00e0 quarta pot\u00eancia da dist\u00e2ncia do sol, o que indica que os cometas refletem luz e tamb\u00e9m a absorvem e emite certa quantia dela. (Albedo \u2013 Rela\u00e7\u00e3o entre a luz refletida pela superf\u00edcie de um astro e a luz que ele recebe do Sol.). Por esse motivo, o \u00edndice de atividade solar \u00e9 um fator importante para a determina\u00e7\u00e3o da luminosidade de um cometa.<\/p>\n

Ao estudar a intera\u00e7\u00e3o entre cometas e as atividades solares, notou-se que, na presen\u00e7a de um aumento tempor\u00e1rio dessa atividade, nas proximidades do Sol um cometa pode aumentar s\u00fabita e consideravelmente em luminosidade. Nos cometas de per\u00edodos muito curtos, a luminosidade decresce um pouco de uma passagem para outra, talvez devido \u00e0 perda de material produzida a cada aproxima\u00e7\u00e3o do sol.<\/p>\n

Antigamente era pensado que a dire\u00e7\u00e3o da cauda era devida \u00e0 press\u00e3o da radia\u00e7\u00e3o solar, mas atualmente acredita-se que a causa principal seja o vento solar (Fluxo de part\u00edculas carregadas de eletricidade, que se constituem, em geral, de pr\u00f3tons e el\u00e9trons, e que s\u00e3o emitidas permanentemente pelo Sol.). Este \u00e9 composto de part\u00edculas carregadas que s\u00e3o emitidas pelo Sol.<\/p>\n

A for\u00e7a que essas part\u00edculas exercem sobre as mol\u00e9culas de g\u00e1s da cabeleira \u00e9 100 vezes superior \u00e0 for\u00e7a gravitacional do Sol, de forma que as mol\u00e9culas da coma s\u00e3o sempre empurradas para tr\u00e1s pelo vento solar.<\/p>\n

Todavia, o vento solar n\u00e3o acontece de forma constante, e \u00e0s suas varia\u00e7\u00f5es se devem \u00e0s finas estruturas que podem ser observadas nas caudas comet\u00e1rias.<\/p>\n

Tamb\u00e9m \u00e9 poss\u00edvel que as erup\u00e7\u00f5es solares e outras perturba\u00e7\u00f5es e atividades do Sol influencie no formato da cauda, motivo pelo qual ela adquire diferentes configura\u00e7\u00f5es e seja extremamente mut\u00e1vel.<\/p>\n

Um outro fato que talvez possa contribuir para o formato da cauda \u00e9 a rota\u00e7\u00e3o desenvolvida pelo pr\u00f3prio n\u00facleo comet\u00e1rio.Pelo que vemos, na verdade, s\u00e3o v\u00e1rios os fatores que podem influir nos diferentes formatos da cauda.<\/p>\n

Morfologia das Caudas<\/strong><\/p>\n

Um cometa pode ou n\u00e3o apresentar uma ou mais caudas quando pr\u00f3ximo ao Sol. De acordo com o astr\u00f4nomo russo Bredichin (18331-1904), as caudas comet\u00e1rias poderiam ser de tr\u00eas tipos, segundo o seu grau de curvatura, assinalando para cada um dos tipos uma composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica distinta.<\/p>\n

Cauda Tipo I:\u00a0<\/strong>Caudas virtualmente retil\u00edneas associadas ao hidrog\u00eanio;
\nCauda tipo II:<\/strong>\u00a0Caudas curvas, associadas aos hidrocarbonetos (composto constitu\u00eddo apenas por carbono e hidrog\u00eanio);
\nCauda tipo III:<\/strong>\u00a0S\u00e3o as caudas mais fortemente encurvadas, associadas aos vapores met\u00e1licos. Sendo que a for\u00e7a de repuls\u00e3o seria mais intensa nas caudas do tipo I do que nas do tipo II.<\/p><\/blockquote>\n

Por\u00e9m, com o advento da espectroscopia (conjunto de t\u00e9cnicas de an\u00e1lise qualitativa baseado na observa\u00e7\u00e3o de espectros de emiss\u00e3o ou absor\u00e7\u00e3o de subst\u00e2ncias.), muitos dos detalhes da classifica\u00e7\u00e3o de Bredichin foram descartados e, grosso modo, atualmente os tipos de caudas s\u00e3o descritos como:<\/strong><\/p>\n

Cauda Tipo I<\/strong><\/p>\n

Cauda composta de gases, s\u00e3o i\u00f4nicas (plasma) devido a ioniza\u00e7\u00e3o das mol\u00e9culas, que s\u00e3o produzidas como res\u00edduos da fotodissocia\u00e7\u00e3o. As for\u00e7as de repuls\u00e3o acontecem na ordem de 10 a 100 vezes maiores que as for\u00e7as de atra\u00e7\u00e3o. Seu aspecto \u00e9 muito vari\u00e1vel de cometa para cometa, mas em sua larga maioria s\u00e3o quase que retil\u00edneas e estreitas.<\/p>\n

Sua forma depende em muito da a\u00e7\u00e3o da press\u00e3o da radia\u00e7\u00e3o solar. A apar\u00eancia em imagens colorida apresenta cor azulada e seu comprimento m\u00e9dio varia entre 10.000.000 a 100.000.000 km.<\/p>\n

Cauda Tipo II e III<\/strong><\/p>\n

Essas s\u00e3o constitu\u00eddas de uma mistura de poeira e gases n\u00e3o ionizados com curvaturas mais ou menos acentuadas. Sua forma \u00e9 curvada, mais difusa e larga. Nas caudas do Tipo II, as for\u00e7as de repuls\u00e3o s\u00e3o um pouco superiores as for\u00e7as de atra\u00e7\u00e3o. Nas caudas Tipo III, mais fortemente curvadas, as for\u00e7as de repuls\u00e3o (For\u00e7a com que dois corpos ou duas part\u00edculas se repelem mutuamente.) s\u00e3o ligeiramente inferiores \u00e0s for\u00e7as de atra\u00e7\u00e3o. As caudas de poeira s\u00e3o influenciadas principalmente pela a\u00e7\u00e3o do vento solar e seu comprimento m\u00e9dio \u00e9 de 1.000.000 a 10.000.000 km; e exibem uma colora\u00e7\u00e3o amarelada em fotografias coloridas. Entre estes dois casos extremos podem ocorrer muitos outros intermedi\u00e1rios. No caso da terra se encontrar no plano da \u00f3rbita, as duas caudas, de poeira e \u00edon, ser\u00e3o vistas superpostas. Os dois casos limites que podem ocorrer na teoria mec\u00e2nica \u00e9 que em um primeiro caso limite, sucede-se uma cont\u00ednua expuls\u00e3o de part\u00edculas.<\/p>\n

A curva instant\u00e2nea na qual encontramos uma cont\u00ednua emiss\u00e3o de part\u00edculas para determina\u00e7\u00e3o das for\u00e7as de repuls\u00e3o solar, ou das dimens\u00f5es das part\u00edculas, define a denominada sindinama (sindima).<\/p>\n

As curvas sindinamas s\u00e3o tangentes aos raios vetores na cabe\u00e7a do cometa e sua curvatura \u00e9 sempre mais inclinada em rela\u00e7\u00e3o \u00e0 dire\u00e7\u00e3o do movimento do cometa no plano de sua \u00f3rbita.<\/p>\n

O segundo caso-limite \u00e9 o que ocorre durante as emiss\u00f5es instant\u00e2neas de part\u00edculas, que definem uma curva s\u00edncrona, formada pelas posi\u00e7\u00f5es atingidas por um conjunto de part\u00edculas ejetadas em um mesmo instante e de dimens\u00f5es diferentes.<\/p>\n

Uma curva s\u00edncrona possui uma curva quase retil\u00ednea e faz com a dire\u00e7\u00e3o radial um \u00e2ngulo que aumenta com o tempo. Atualmente, distinguem-se dois principais grupos de caudas, segundo sua natureza, forma e espectro. O Grupo I \u00e9 constitu\u00eddo pelas caudas de gases, apresenta um aspecto quase retil\u00edneo. Raramente as caudas desse tipo fazem um \u00e2ngulo superior a alguns poucos graus com o raio vetor (linha que liga o Sol ao cometa).<\/p>\n

Ela se caracteriza por sua estrutura filamentar, constitu\u00edda de g\u00e1s liberado pelo n\u00facleo, o qual \u00e9 fotodissociado e ionizado (Ioniza\u00e7\u00e3o \u2013 Processo de produzir \u00edons mediante a perda ou o ganho, por mol\u00e9cula ou \u00e1tomo, de um ou mais el\u00e9trons) pela radia\u00e7\u00e3o solar. O Grupo II compreende as caudas de poeira, s\u00e3o bastante homog\u00eaneas e de formatos curvil\u00edneos.<\/p>\n

Pelo seu espectro cont\u00ednuo, \u00e9 f\u00e1cil identificar as Raias ou Linhas de Fraunhofer (Raias espectrais de absor\u00e7\u00e3o, descobertas no espectro solar pelo astr\u00f4nomo alem\u00e3o Joseph von Fraunhofer (1787-1826), e que s\u00e3o designadas por letras, dependendo do seu comprimento de onda e de sua origem, oriundas das radia\u00e7\u00f5es solares, refletidas e difundidas pelas part\u00edculas s\u00f3lidas que as constituem.<\/p>\n

Essas caudas s\u00e3o compostas por graus de poeira, cujas dimens\u00f5es (cerca de um m\u00edcron) foram determinadas atrav\u00e9s de observa\u00e7\u00e3o fotom\u00e9trica (Fotometria \u2013 Parte da \u00f3ptica que investiga os m\u00e9todos e processos de medida de fluxos luminosos e das caracter\u00edsticas energ\u00e9ticas associadas a tais fluxos.). Geralmente, os cometas peri\u00f3dicos apresentam caudas menores que os cometas de longo mostram extensas caudas. Alguns poucos cometas podem apresentar uma anticauda que se posiciona na frente do Cometa.<\/p>\n

V\u00e1rias teorias foram criadas, mas ainda n\u00e3o se tem certeza como e porque isso acontece.<\/p>\n

Halo Comet\u00e1rio<\/strong><\/p>\n

O chamado halo ou envelope comet\u00e1rio \u00e9 um imenso envolt\u00f3rio de hidrog\u00eanio formado pela associa\u00e7\u00e3o da \u00e1gua que cobre cada part\u00edcula do Cometa \u2013 n\u00facleo, cabeleira e cauda \u2013 estendendo-se por milh\u00f5es e milh\u00f5es de quil\u00f4metros.<\/p>\n

Foi detectado um halo ou envolt\u00f3rio de g\u00e1s que envolve os cometas e que s\u00e3o invis\u00edveis ao olho desarmado e aos telesc\u00f3pios baseados em terra.<\/p>\n

Esse envolt\u00f3rio foi descoberto primeiramente detectado pelo sat\u00e9lite Observat\u00f3rio Astron\u00f4mico Orbital (OAO-2) em 1969 que registrou, com seus instrumentos, uma vasta nuvem de hidrog\u00eanio de formato quase circular e t\u00eanue que envolvia o cometa Tago-Sato-Kosaka 1969 IX, com um di\u00e2metro de milhares de quil\u00f4metros.<\/p>\n

Fotografias posteriores ao descobrimento mostraram evid\u00eancia de uma nuvem de hidrog\u00eanio quase circular, com um di\u00e2metro de 800.000 km.<\/p>\n

Em abril de 1970 o Observat\u00f3rio Geof\u00edsico Orbital (OGO-5) conseguiu confirmar a exist\u00eancia desse envelope de hidrog\u00eanio no cometa Bennett 1970 II. O envolt\u00f3rio do cometa Bennett 1970 II, se mostrou ainda maior que no cometa anterior; seu di\u00e2metro foi calculado em 15.000.000 km.<\/p>\n

A observa\u00e7\u00e3o de sistemas de halos ou envolt\u00f3rio, \u00e0s vezes chamados de envelope, s\u00f3 pode ser vistos no ultravioleta (radia\u00e7\u00e3o normalmente absorvida pela atmosfera da Terra sendo imposs\u00edvel ser detectado do solo porque a atmosfera da Terra impede a passagem desse tipo de radia\u00e7\u00e3o Assim, o halo ou envelope de hidrog\u00eanio que envolve o cometa s\u00f3 \u00e9 detectado por sat\u00e9lites e observat\u00f3rios colocados no espa\u00e7o.<\/p>\n

Ele apresenta forma alongada na dire\u00e7\u00e3o contr\u00e1ria \u00e0 do sol e suas mol\u00e9culas se deslocam com velocidade de expans\u00e3o de mais ou menos 8 km\/s.<\/p>\n

N\u00facleo Comet\u00e1rio<\/strong><\/p>\n

O caro\u00e7o s\u00f3lido, parte centralmente localizada do cometa \u00e9 conhecida como o \u201d n\u00facleo \u201c. O n\u00facleo \u00e9 um reposit\u00f3rio de p\u00f3 e gases congelados. Quando aquecido pelo Sol, os gases sublimam e produzem uma atmosfera que cerca o n\u00facleo conhecida como o coma que \u00e9 varrido, em algumas ocasi\u00f5es, para formar a cauda do cometa.<\/p>\n

O n\u00facleo (a parte \u201cs\u00f3lida\u201d do cometa) \u00e9 relativamente pequeno, na maior parte das vezes n\u00e3o ultrapassa muito os 10 km de di\u00e2metro.<\/p>\n

Na hip\u00f3tese formulada pelo astr\u00f4nomo americano Fred Whipple, o n\u00facleo do Cometa pode ser definido, grosso modo, como semelhante ao conceito de uma \u201dbola de neve suja\u201d. Segundo esse modelo, no n\u00facleo rochoso h\u00e1 gelo constitu\u00eddo de \u00e1gua, poeira e outros gases congelados, al\u00e9m de componentes org\u00e2nicos s\u00f3lidos aglomerados pela gravidade e coesos por uma capa externa congelada. O n\u00facleo, tamb\u00e9m chamado de Mol\u00e9cula M\u00e3e, \u00e9 a parte permanente do Cometa.<\/p>\n

Pelo que se pode ver atrav\u00e9s das observa\u00e7\u00f5es indiretas da Terra \u00e9 composto principalmente de \u00e1gua, metano, amon\u00edaco e anidrido carb\u00f4nico; todos em baix\u00edssimas temperaturas em estado congelado.<\/p>\n

Misturada com os gelos encontra-se grande quantidade de poeira com dimens\u00f5es de mil\u00e9simos de mil\u00edmetros e, segundo as novas teorias, tamb\u00e9m de um cerne rochoso.<\/p>\n

O n\u00facleo dos cometas apresenta albedo (capacidade de refletir a luz) muito baixo, significando que eles absorvem muito mais luz do que as reflete. Por isso, quando eles est\u00e3o muito longe do Sol e os gases ainda est\u00e3o congelados, s\u00e3o praticamente invis\u00edveis, podendo aparecer como pontos estelares apenas em grandes telesc\u00f3pios. Al\u00e9m disso, suas pequenas dimens\u00f5es tamb\u00e9m contribuem para essa invisibilidade. As cores do n\u00facleo variam do preto aos tons de cinzas e ao avermelhado, de acordo com as rela\u00e7\u00f5es entre a poeira e o gelo da superf\u00edcie.<\/p>\n

Com o estudo da an\u00e1lise espectral dos gases emitidos, a composi\u00e7\u00e3o qu\u00edmica do n\u00facleo j\u00e1 era conhecida antes do encontro da sonda Giotto com o cometa Halley em 1986.<\/p>\n

H\u00e1 silicatos comuns e muitos elementos sob forma at\u00f4mica e forma de mol\u00e9culas (talvez complexas) compostas de carbono, oxig\u00eanio, hidrog\u00eanio e nitrog\u00eanio, al\u00e9m de radicais de OH.<\/p>\n

O n\u00facleo de um cometa pode apresentar muitos formatos, a forma mais comum \u00e9 a figura elips\u00f3ide de tr\u00eas eixos, com dimens\u00f5es que variam entre 1 e 10 km, podendo haver alguns cometas com n\u00facleos de dimens\u00f5es maiores. Em geral, as densidades s\u00e3o baixas, com valores compreendidos entre 0,2 e 1,2 vez a densidade da \u00e1gua.<\/p>\n

A determina\u00e7\u00e3o do di\u00e2metro do n\u00facleo \u00e9 muito dif\u00edcil. Algumas observa\u00e7\u00f5es mais apuradas permitem estima-lo indiretamente e, ao que parece, o melhor processo \u00e9 o de deduzir seu di\u00e2metro a partir do brilho aparente em processos fotom\u00e9tricos. Uma outra condi\u00e7\u00e3o favor\u00e1vel para efetuar essa medida \u00e9 quando um cometa se aproxima muito da Terra.<\/p>\n

Semelhante aos outros corpos celestes, o n\u00facleo dos cometas gira ao redor de um eixo com per\u00edodos muito diversos, que variam de algumas poucas horas a cerca de 10 dias.<\/p>\n

A apar\u00eancia de um n\u00facleo comet\u00e1rio depende muito do aumento do instrumento utilizado. Com um instrumento de pequena abertura (200mm) observa-se uma pequena nebulosidade brilhante no interior da coma.<\/p>\n

Com um instrumento mais potente, essa nebulosidade se apresenta como uma pequena mancha circular, de alguns mil\u00edmetros de arco de di\u00e2metro. A esse n\u00facleo d\u00e1-se o nome de N\u00facleo Nebuloso. Mas, o verdadeiro n\u00facleo s\u00f3lido central, denominado N\u00facleo Estelar, \u00e9 de observa\u00e7\u00e3o extremamente dif\u00edcil atrav\u00e9s de instrumentos baseados na Terra.<\/p>\n

Os tamanhos de n\u00facleos comet\u00e1rios s\u00e3o principalmente desconhecidos porque sua medida \u00e9 muito dif\u00edcil. N\u00f3s temos medidas fidedignas dos tamanhos de cerca de 10 n\u00facleos.<\/p>\n

A maioria deles tem di\u00e2metros de alguns km entre 10 ou 20 km. O n\u00facleo de cometa Schwassmann-Wachmann 1 provavelmente \u00e9 um dos maiores (talvez 20 km), como \u00e9 o n\u00facleo de cometa Hale-Bopp (talvez 40 km). No caso especial do cometa Halley cujo n\u00facleo de 20 km \u00e9 amoldado em forma de uma batata alongada foi resolvido pelas m\u00e1quinas fotogr\u00e1ficas de astronave, e seu tamanho apresenta-se reduzido.<\/p>\n

O verdadeiro n\u00facleo de um cometa s\u00f3 foi visto duas vezes \u2013 Halley e Borrelly, atrav\u00e9s de astronave que conseguiram chegar pr\u00f3ximas ao n\u00facleo desses cometas.<\/p>\n

Do solo, o n\u00facleo estelar est\u00e1 sempre envolvido em uma nuvem de p\u00f3 e g\u00e1s que o rodeia e esconde de nossa vista o verdadeiro n\u00facleo. Conseq\u00fcentemente, condi\u00e7\u00f5es como condensa\u00e7\u00e3o estelar e condensa\u00e7\u00e3o nuclear s\u00e3o freq\u00fcentemente usadas quando um cometa \u00e9 visto com uma coma pontuada como estrela (brilho estelar) no centro do cometa.<\/p>\n

O espectro do n\u00facleo nebuloso apresenta um componente cont\u00ednuo e bandas de emiss\u00e3o molecular. O espectro cont\u00ednuo apresenta as raias de Fraunhofer, originadas da difus\u00e3o, pelas part\u00edculas s\u00f3lidas de poeira, do n\u00facleo das radia\u00e7\u00f5es oriundas do Sol. A varia\u00e7\u00e3o do espectro de banda, dependendo da dist\u00e2ncia do cometa ao Sol, apresenta raias de CN, NH\u00b3, C\u00b2, CH, OH, NH, quando a uma dist\u00e2ncia de 3A.<\/p>\n

Se o peri\u00e9lio do cometa atinge distancias menores que 0,1A, em determinados cometas, desenvolvem-se raias de Na, Fe, Cr e Ni. \u00c9 denotada a magnitude do \u201d n\u00facleo \u201d m2 e normalmente n\u00e3o \u00e9 de muito uso porque a pessoa n\u00e3o v\u00ea de verdade tal o que m2 representam. Em geral, o valor de m2 se por\u00e1 mais l\u00e2nguido quando \u00e9 aplicado maior amplia\u00e7\u00e3o ao equipamento que observamos.<\/p>\n

Tipos de N\u00facleos<\/strong><\/p>\n

Os cientistas que pesquisam cometas t\u00eam muitas id\u00e9ias e teorias, mas n\u00e3o muitas certezas quanto \u00e0 estrutura interior dos n\u00facleos comet\u00e1rios.<\/p>\n

O pouco que se conhece sobre o assunto nos vem de dedu\u00e7\u00f5es de observa\u00e7\u00f5es de cometas que se partiram. Inicialmente, dois modelos foram formulados para o que seria os dois principais tipos de n\u00facleos.<\/p>\n

O primeiro modelo de n\u00facleo consistiria inteiramente de gelo, gases e poeira em uma massa compacta, e os fragmentos s\u00f3lidos estariam presos em uma grande esfera de gases congelados.<\/p>\n

No segundo modelo o n\u00facleo possuiria um interior denso com uma capa de gelo e poeira. O n\u00facleo seria menor e sua superf\u00edcie apresentaria maior porcentagem de part\u00edculas s\u00f3lidas e poeira, formando um tipo de casca em conseq\u00fc\u00eancia das repetidas passagens pelo peri\u00e9lio e conseq\u00fcentes exposi\u00e7\u00f5es ao calor e \u00e0s radia\u00e7\u00f5es solares.<\/p>\n

Segundo Nelson Travnik, em seu livro \u201dCometas, os vagabundos do espa\u00e7o\u201d, grosso modo, podemos imaginar o n\u00facleo comet\u00e1rio, pelos dois tipos descritos acima, como sendo um aglomerado de gases congelados (am\u00f4nia, metano, di\u00f3xido de carbono e \u00e1gua) envolvendo fragmentos s\u00f3lidos em uma mistura homog\u00eanea, com grande quantidade de poeira fina. Nesse sentido, a express\u00e3o gen\u00e9rica de \u201duma bola de neve suja\u201d para definir o n\u00facleo de cometas, \u00e9 at\u00e9 certo ponto v\u00e1lida, mas n\u00e3o totalmente satisfat\u00f3ria.<\/p>\n

Se levarmos em conta que o material que forma a coma e a cauda s\u00e3o provenientes do n\u00facleo e se dissipam no espa\u00e7o, ainda assim, ap\u00f3s v\u00e1rias passagens pelo Sol, alguns cometas ainda s\u00e3o vis\u00edveis apesar da cont\u00ednua emiss\u00e3o de material pela a\u00e7\u00e3o solar, resultando na perda de sua massa; podemos concluir que, realmente, uma grande por\u00e7\u00e3o do n\u00facleo \u00e9 constitu\u00edda de material vol\u00e1til e poeira congelada. Todavia, repetidas passagens pelo Sol e elevada perda de massa em n\u00facleos de pequenos tamanhos aquecidos pelo intenso calor solar, tais n\u00facleos seriam vaporizados em uma ou duas passagens por seu peri\u00e9lio e\/ou se partiriam com muita facilidade. Mas alguns pequenos n\u00facleos continuam ativos, principalmente em cometas rasantes solares e dessa forma podemos concluir que provavelmente deve existir um pequeno caro\u00e7o interno s\u00f3lido composto de rocha e\/ou rocha-met\u00e1lico. Al\u00e9m disso, quando um cometa tem seu material vol\u00e1til findado seu caro\u00e7o ficar\u00e1 apenas como um objeto Apolo orbitando o Sistema solar.<\/p>\n

Pela teoria que os corpos comet\u00e1rios foram formados juntamente com o resto do sistema solar nos prim\u00f3rdios de sua cria\u00e7\u00e3o, e que por algum motivo pequenos corpos rochosos foram expulsos para as regi\u00f5es mais geladas longe do Sol, isso tamb\u00e9m explicaria que os n\u00facleos comet\u00e1rios possam apresentar um caro\u00e7o composto de rocha e outros materiais, at\u00e9 certo ponto an\u00e1logos ao dos pequenos aster\u00f3ides. Al\u00e9m do que, os n\u00facleos comet\u00e1rios apresentam cor escura e de albedo bastante baixos para corpos que fossem compostos apenas de gelo, poeira e gases congelados. Teoricamente isso \u00e9 discut\u00edvel, mas, por enquanto, at\u00e9 que se consiga enviar uma sonda planet\u00e1ria que possa pousar no n\u00facleo de um cometa, perfura-lo, colher material e traze-los para que possam ser analisados nos laborat\u00f3rios da Terra, n\u00e3o se tem certeza absoluta da estrutura interna dos n\u00facleos comet\u00e1rios.<\/p>\n

Uma outra teorias mais recente classifica, o interior dos n\u00facleos comet\u00e1rios pode ser basicamente de 3 tipos:<\/strong><\/p>\n

N\u00facleos Monol\u00edticos \u2013<\/strong>A teoria mais simples \u00e9 que o n\u00facleo seja um \u00fanico e coeso corpo de composi\u00e7\u00e3o interna uniforme. Uma crosta composta de pedregulho e poeira unidos por gelo e cujo pedregulho fica exposto quando ocorre a sublima\u00e7\u00e3o devido ao aquecimento solar quando o n\u00facleo se aproxima do Sol. O n\u00facleo monol\u00edtico seria forte e resistente, assim n\u00e3o est\u00e1 claro que o modelo de n\u00facleo monol\u00edtico possa explicar observa\u00e7\u00f5es de cometas que se partiram devido a min\u00fasculas for\u00e7as tencionais. Todavia, se um n\u00facleo monol\u00edtico apresentar partes mais fr\u00e1geis, estas sim poderiam romper-se e subdividir o n\u00facleo original.<\/p>\n

N\u00facleos de Multicomponentes \u2013<\/strong>O n\u00facleo de m\u00faltiplos componentes, tamb\u00e9m conhecido como n\u00facleo de pedregulhos empilhados, consiste em muitas estruturas livres de corpos independentes que se uniram atrav\u00e9s de m\u00fatua atra\u00e7\u00e3o gravitacional, havendo muito mais componentes do que no esquema que apresentamos. Os corpos as vezes s\u00e3o identificados como planetesimais de precursor individual do disco protoplanet\u00e1rio. Alguns estudiosos gostam de pensar que as subunidades dentro do n\u00facleo poderiam ser planetesimais de localiza\u00e7\u00f5es originais muito diferentes na nebulosa solar. Nesse caso eles poderiam ter diferentes composi\u00e7\u00f5es. Um envelope envolveria, como um manto, todos os componentes como no modelo do N\u00facleo Monol\u00edtico. Assim, os blocos que edificam o n\u00facleo n\u00e3o s\u00e3o firmemente ligados, fazendo com que o n\u00facleo de multicomponentes seja muito fraco. Isso se ajusta com o que se pensa e sabemos sobre as for\u00e7as dos cometas. Este tipo de n\u00facleo tamb\u00e9m explicaria porque alguns cometas se rompem dividindo-se em duas ou mais partes.<\/p>\n

N\u00facleos Diferenciados \u2013<\/strong>Alguns cientistas especulam que poderiam ser n\u00facleos parcialmente diferenciados, da mesma maneira que a Terra se diferencia em caro\u00e7o f\u00e9rreo mais estrutura de manto rochoso. Todavia, tais diferencia\u00e7\u00f5es em camadas n\u00e3o s\u00e3o muitas esperadas em n\u00facleos comet\u00e1rios porque estes objetos s\u00e3o principalmente muitos pequenos para gerarem temperaturas internas muito altas. Por\u00e9m, duradouro aquecimento radioativo de n\u00facleos de pot\u00e1ssio, t\u00f3rio e ur\u00e2nio poderiam ser suficientes para dirigir a migra\u00e7\u00e3o interna dos gelos mais vol\u00e1teis (por exemplo, C0 e N\u00b2) longe do \u201dcaro\u00e7o\u201d. Em cometas menores, os n\u00facleos de vidas curtas, poderiam prover o calor.<\/p><\/blockquote>\n

Muito provavelmente, reais n\u00facleos comet\u00e1rios incorporam caracter\u00edsticas de todos os modelos aqui mostradas. N\u00facleos pequenos podem ser monol\u00edticos, enquanto os maiores consistem em peda\u00e7os aglomerados.<\/p>\n

O material comet\u00e1rio \u00e9 pobre em transmiss\u00e3o de calor sendo completamente poss\u00edvel que n\u00facleos grandes possuem caro\u00e7os esvaziados dos gelos e subst\u00e2ncias mais vol\u00e1teis.<\/p>\n

Composi\u00e7\u00e3o do n\u00facleo<\/strong><\/p>\n

A composi\u00e7\u00e3o do n\u00facleo \u00e9 determinada medindo a composi\u00e7\u00e3o da coma. De forma direta n\u00f3s n\u00e3o sabemos nada sobre a estrutura interior. O dominante vol\u00e1til \u00e9 \u00e1gua, seguiu pelo CO, CO2 e outras subst\u00e2ncias presente de esp\u00e9cie secund\u00e1rias ao n\u00edvel <1%. H\u00e1 alguma evid\u00eancia de varia\u00e7\u00f5es de quantidades de material entre os cometas. A rela\u00e7\u00e3o CO\/H2O alcan\u00e7ou 0.2 a 0.3 no cometa Halle-Bopp mas \u00e9 tipicamente 4 ou 5 vezes menor. O p\u00f3 refrat\u00e1rio (n\u00e3o- vol\u00e1til) consiste em alguns minerais ricos em silicato e carbono CHON (Carbono-hidrog\u00eanio-oxig\u00eanio-nitrog\u00eanio) e gr\u00e3os de poeira.<\/p>\n

As capas superiores do n\u00facleo s\u00e3o vol\u00e1teis e consiste em um manto \u201d refrat\u00e1rio \u201c. A rela\u00e7\u00e3o de massa vol\u00e1til para a massa refrat\u00e1ria est\u00e1 provavelmente pr\u00f3xima de 1.<\/p>\n

As vidas de cometas ativos est\u00e3o limitadas por pelo menos duas raz\u00f5es:<\/strong>\u00a0Primeiro, os n\u00facleos est\u00e3o perdendo massa a taxas que n\u00e3o podem ser sustentadas por muito tempo. Por exemplo, um n\u00facleo esf\u00e9rico com raio de 5 de km teria uma massa de aproximadamente 4\u00d710^15 kg. Quando perto do sol, este n\u00facleo poderia perder a quantia de 10 toneladas de mat\u00e9ria por segundo, assim a vida de sublima\u00e7\u00e3o \u00e9 de 4\u00d710^11 s = 1000 anos. De qualquer modo, o cometa poderia gastar s\u00f3 parte de seu material a cada \u00f3rbita perto do sol, e assim continuaria \u201dvivendo\u201d por mais de 1000 anos, mas estaria simplesmente impossibilitado de sustentar a perda de massa a 4.5\u00d710^9 idade do sistema solar. Segundo, os cometas ativos est\u00e3o debaixo do controle gravitacional dos planetas e por isso suas \u00f3rbitas podem sofrer influencia, principalmente dos gigantes gasosos, e serem modificadas a tal ponto que um cometa nunca mais retorne ao sistema solar interior e\/ou ent\u00e3o se torne um cometa de longo per\u00edodo.<\/p>\n

Fonte:<\/strong>\u00a0www.skyandtelescope.com\/www.wisegeek.org\/br.geocities.com\/www.astro.110mb.com<\/p>\n

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