Il modello comunemente accettato all'inizio del secolo prevedeva che le comete fossero costituite da un insieme di particelle di materiale meteoritico, di natura estremamente porosa, contenenti una notevole quantità di gas molecolare che, liberato dall'azione del Sole, originava la chioma. Tale modello, denominato a mucchio di ghiaia, trovava la sua ragione d'esistere nell'analisi spettroscopica della chioma ed in quella chimica e morfologica del materiale meteoritico (la cui provenienza era da tempo associata a comete ormai distrutte); il problema della stabilità gravitazionale (considerato cruciale per garantire la sopravvivenza all'azione del Sole) fu risolto nel 1902 da O. Callandreau che dimostrò come già per un agglomerato di 10 km di raggio e 10¹⁷g di massa la stabilità gravitazionale era garantita.
Si possono, a proposito di questo modello, fare le seguenti considerazioni (Tempesti, 1985):
1. il numero di molecole di C₂ della chioma è stimabile (indicazione tratta dallo studio degli spettrogrammi) in 10³⁵- 10³⁷, e la loro vita media è inferiore a un giorno (il che comporta che la chioma venga quotidianamente rinnovata completamente);
2. analisi di laboratorio indicano che il materiale meteoritico è in grado, mediamente, di assorbire 10¹⁹ molecole di gas per grammo, e questo porta ad ipotizzare, considerando un nucleo di 10¹⁸ g, la presenza di un totale di 10³⁷ molecole assorbite;
3. a questo punto i conti non tornano: assumendo, infatti, che il numero complessivo di molecole della chioma sia 10 volte quello di C₂, si può subito notare che la chioma cometaria prodotta secondo il modello del mucchio di ghiaia potrebbe essere alimentata per un giorno soltanto...
Nel 1950 F.L. Whipple mise in discussione tale modello e ne propose uno nuovo: la palla di neve sporca. Whipple, in sostanza, scartava il concetto di nucleo cometario come aggregato di materiale meteoritico legato dalla gravità introducendo, al suo posto, un nucleo compatto composto di ghiaccio e di materiale non volatile. Nel modello di Whipple 1 grammo di ghiaccio può produrre da 10²² a 10²³ molecole, il che comporta una disponibilità teorica di 10⁴⁰- 10⁴¹ molecole e dunque, rispetto al modello precedente, una possibile attività cometaria per un tempo da 10³ a 10⁴ volte più lungo. Nel delineare le caratteristiche del suo modello, Whipple inizia dall'analisi delle temperature di fusione ed ebollizione delle molecole ritenute responsabili della formazione della chioma, vale a dire CH₄, CO₂, NH₃, C₂N₂ e H₂O.
Non appena, infatti, il nucleo si avvicina al perielio, l'aumento dellirraggiamento solare innalza la temperatura superficiale delle zone esposte al sole provocando in tal modo la vaporizzazione dei ghiacci e la loro dispersione nello spazio circostante. Anche il materiale meteoritico con dimensioni al di sotto di un certo limite viene espulso a causa della bassa attrazione gravitazionale del nucleo e da' origine alla formazione della coda di polveri. Si può verificare che alcune particelle più grandi o di maggiore densità possano essere rimosse dallo shock termico, ma normalmente esse resteranno sulla superficie producendo in tal modo uno strato isolante: questo guscio sarebbe il responsabile della sostanziale riduzione della perdita di gas del nucleo nei passaggi successivi della cometa.
Se tutta la radiazione solare venisse assorbita, un oggetto sferico posto ad 1 U.A. dal Sole perderebbe in un anno, per vaporizzazione dalla sua superficie, uno strato di ghiaccio di circa 4 metri (Whipple, 1950).   Bisogna tener presente, però, che se il materiale meteorico è una aggregazione a grana grossa e debolmente cementata, la conduzione del calore sarà bassissima a causa della ridotta superficie di contatto tra le particelle che costituiscono lo strato superficiale del nucleo e questo comporta una riduzione del coefficiente di trasmissione del calore di un fattore 10⁴ rispetto a quello di un corpo solido compatto, rendendo poco efficace questa modalità di trasferimento del calore. Il meccanismo più efficiente per il trasferimento del calore solare dalla superficie del nucleo al suo interno sembra identificabile con la modalità dell'irraggiamento, vale a dire l'emissione di radiazione a bassa temperatura assorbita dalle particelle meteoritiche.
La parte più interna del nucleo cometario sarà pertanto sempre estremamente fredda, non solo per la descritta bassa conduttività termica, ma anche perchè il calore disponibile è stato impiegato nella vaporizzazione, un meccanismo estremamente efficace di refrigerazione nel vuoto.

Oltre alla produzione e al mantenimento della chioma nel corso di un passaggio, vi erano altri 3 fatti cruciali per i quali il modello precedente era inadeguato:
1. La presenza di comete (solitamente indicate con il termine di Sun-grazer) che si avvicinano moltissimo al Sole e non vengono completamente disintegrate. Il calore estremamente elevato dovrebbe far sublimare tutte le sostanze assorbite e gran parte dello stesso materiale meteoritico che le compone; inoltre le forze mareali disperderebbero facilmente i piccoli corpi componenti il nucleo.
2. La presenza di comete periodiche. La struttura a mucchio di ghiaia non potrebbe assorbire nuovo materiale per rimpiazzare quello espulso nel passaggio precedente, data la bassissima disponibilità offerta dallo spazio interplanetario, e dunque sarebbe impossibile per una cometa ripresentarsi più volte allappuntamento con il necessario contenuto di sostanze volatili.
3. Il moto talvolta "non gravitazionale" delle comete. Il modello ritenuto valido prima di Whipple non consentiva di spiegare come mai alcune comete anticipassero il ritorno al perielio ed altre, invece, lo ritardassero; la Encke, per esempio, anticipa mediamente ogni suo ritorno di 2 ore e mezza rispetto all'istante calcolato tenendo conto di tutte le possibili perturbazioni gravitazionali, mentre la Halley ad ogni ritorno è in ritardo di circa 4 giorni.
Il modello proposto da Whipple superava brillantemente tutti e tre questi ostacoli:
1. Un corpo compatto con le dimensioni di un nucleo cometario riesce a passare nelle vicinanze del Sole senza volatilizzare del tutto, ma solamente in un sottile guscio esterno. E' certamente possibile che si possano verificare delle fratture del nucleo (fatto avvenuto per la cometa Ikeya-Seki), ma non la sua completa dispersione.
2. Se il nucleo è composto principalmente di ghiacci, non ha la necessità di dover rimpiazzare lungo l'orbita il materiale che, sublimando, ha dato origine alla chioma in quanto la massa stimata di un nucleo cometario compatto può, infatti, abbondantemente rendere ragione dei numerosi passaggi delle comete periodiche.
3. Che la causa del moto "non gravitazionale" delle comete potesse essere identificata con una forza di reazione conseguente alla espulsione di gas dal nucleo era stato proposto da Bessel nella prima metà del secolo scorso (si contrapponeva all'ipotesi che proponeva l'esistenza di un mezzo resistente interplanetario), ma i calcoli escludevano che i gas liberati nel modello a mucchio di ghiaia potessero avere intensità sufficiente. Nel modello di Whipple, invece, le velocità termiche di espulsione delle molecole dal nucleo a seguito della sublimazione di ghiacci (con valori dell'ordine di decine di m/sec) possono giustificare la presenza di un effetto-razzo; nella cometa di Halley sono stati rilevati dalla sonda Giotto veri e propri getti di gas e polveri uscenti da fessure presenti nella crosta superficiale del nucleo nel lato rivolto verso il Sole. L'anticipo o il ritardo del ritorno al perielio di una cometa può essere spiegato proprio ricorrendo a questo effetto-razzo ed alla presenza di una rotazione del nucleo (Figura 15 - Whipple, La natura delle comete, pag.285).

Figura 15 Spiegazione dell'effetto-razzo: A  se la rotazione del nucleo è concorde con il moto di rivoluzione, la reazione del getto spingerà la cometa in avanti sull'orbita, allargandola, facendo in tal modo aumentare il periodo (ritardo al passaggio successivo). B  se il nucleo ruota in direzione opposta al suo moto orbitale intorno al Sole, l'effetto-razzo causerà una forza frenante che spingerà la cometa verso l'interno in direzione del Sole, con la conseguente diminuzione del periodo (anticipo al passaggio successivo).

Una cometa è dunque sostanzialmente composta da un nucleo, costituito da un agglomerato di ghiacci e polveri la cui struttura interna ci è sconosciuta, orbitante intorno al Sole; l'innalzamento della temperatura incontrato nel moto di avvicinamento al perielio provoca l'evaporazione dei ghiacci e la conseguente espulsione dal nucleo di materiale volatile e polvere che va a costituire la chioma.    L'interazione di questa struttura con il campo magnetico interplanetario e con il vento solare origina una scia visibile denominata coda, rivolta sempre, come una banderuola segna-vento in direzione opposta al sole
(vedi Figura 16 - riprodotta da: Hamilton, http://bang.lanl.gov/solarsys/comet.htm maggio 1996).

Ritengo molto interessante, prima di passare ad analizzare la morfologia delle parti che compongono una cometa (nucleo, chioma e coda) presentare una tabella che riporta le abbondanze relative delle sostanze gassose, volatili (ghiacci) e non volatili (alla temperatura terrestre ordinaria) nei corpi del Sistema Solare verificando in tal modo la consistenza delle teorie che identificano la zona di Urano e Nettuno quale zona principale di formazione dei corpi cometari.

(Da: Tempesti - Giornale di Astronomia vol.11, n.2, 145; 1985)

Una seconda tabella (desunta dai dati ottenuti dall'esplorazione ravvicinata della cometa Halley) permette un ulteriore confronto tra il materiale cometario ed i valori tipici del Sistema Solare analizzando i rapporti isotopici di alcuni elementi. Tale raffronto consente di esprimere due considerazioni:
A. la sostanziale concordanza dei parametri della Halley con quelli riferiti al Sistema Solare per carbonio, azoto e zolfo non può che confermare l'origine "solare" del materiale cometario;
B. la discordanza nel caso del rapporto deuterio/idrogeno può essere interpretata in termini evolutivi, nel senso l'intensa fotodissociazione dell'acqua produce la liberazione di enormi quantità di idrogeno, e questo fenomeno interessa preferenzialmente l'idrogeno normale, più leggero rispetto al deuterio; da qui l'incremento della quantità relativa di quest'ultimo (Guaita, 1990).

Il nucleo

Ciò che stupisce maggiormente allorchè si voglia affrontare l'analisi di un nucleo cometario è l'impossibilità di una sua osservazione diretta. Quando la distanza da noi potrebbe essere favorevole per una sua agevole osservazione, infatti, è completamente avvolto e nascosto dalla chioma che esso stesso ha originato; quando, al contrario, tale chioma è assente, il nucleo cometario si trova già ad una distanza tale da non poter essere rilevato a causa delle sue ridotte dimensioni.   Un fenomeno così maestoso qual è l'apparizione di una cometa trova, dunque, la sua spiegazione in un oggetto celeste che, a ben guardare, non può che risultare deludente...
Le dimensioni attualmente stimate per i nuclei cometari vanno da alcune centinaia di metri a poche decine di km: l'analisi ravvicinata compiuta dalla sonda Giotto del nucleo della Halley nel marzo 1986 ha reso possibile determinarne le misure in 15 x 7.2 x 7.2 km evidenziando anche una forma fortemente irregolare. La localizzazione del massimo di attività nel nucleo della Halley (rilevato sia dalla Giotto che dalle sonde Vega) proprio agli estremi dell'ellissoide consente di escludere che la forma irregolare del nucleo possa dipendere da un meccanismo di sublimazione preferenziale in certe zone. E' pertanto preferibile ipotizzare che la cometa sia nata già di forma irregolare come un agglomerato di frammenti (Keller e Thomas, 1989). Ed il modello più recentemente proposto per i nuclei cometari prevede proprio non una struttura compatta quale quella suggerita da Whipple, bensì un aggregato di frammenti con i ghiacci che agirebbero da collante (Mc Sween e Weissman, 1989).
Tale descrizione è in linea con le ipotesi della struttura di alcuni asteroidi (rubble-pile) e potrebbe efficacemente rendere ragione dello sbriciolamento del nucleo che è allorigine dei fenomeni meteoritici associati alla dispersione di materiale cometario nello spazio. Inevitabilmente, però, bisogna convenire con Taylor (1992) che, allo stato attuale, la struttura interna dei nuclei cometari è ancora un mistero; ottime prospettive per svelarlo sono riposte nella futura missione spaziale Rosetta, che analizzerà in loco il nucleo della cometa Wirtanen.
Importantissimi per la determinazione dei parametri fisici delle comete sono stati, anche in questo caso, i contributi delle sonde, prima fra tutte la sonda Giotto. Essa ha permesso di misurare le emissioni del nucleo della Halley quantificando quella dei gas in 2x10⁷ g/sec e quella delle polveri in 0.3-1.0x10⁷ g/sec; da questi dati si può desumere che ogni passaggio nei pressi del Sole comporta per questa cometa una perdita di circa 10¹⁴ g e, poichè la stima della massa totale suggerisce un valore di 10¹⁷ g, possiamo in tutta sicurezza riconoscere molto più che plausibili i suoi numerosi passaggi (una trentina) nei secoli scorsi, minuziosamente segnalati dalle cronache storiche.Un altro dato estremamente significativo procurato dall'osservazione ravvicinata del nucleo della Halley è il suo colore scuro: è infatti in grado di riflettere solamente il 4% della luce solare incidente.
Continuando nell'analisi del nucleo cometario, la Figura 17 (Taylor, Solar System Evolution, pag. 124, fig. 3.10.1) schematizza la sua struttura in modo molto significativo e trova sostanziali conferme nelle immagini inviate a Terra dalla sonda Giotto.

Una ulteriore importante informazione ottenuta dal fly-by della Giotto (la sonda è transitata ad una distanza di circa 600 km dal nucleo della Halley) è la localizzazione delle zone di sublimazione dei gas: queste appaiono ben delimitate localmente e corrispondono ad una superficie attiva valutabile in circa il 10% della superficie nucleare.
Dopo aver più volte citato la missione Giotto ricordiamo, per dovere di precisione, che il primo incontro di una sonda spaziale con una cometa è stato quello dell'International Cometary Explorer (ICE) l'11 settembre 1985 con la cometa Giacobini- Zinner.
Le modeste dimensioni dei nuclei cometari trovano conferma anche da osservazioni radar come nel caso delle rilevazioni (NASA-JPL) effettuate sulla cometa Hyakutake dalle quali è risultato un nucleo di soli 1-3 km, il che fa supporre, data l'intensa attività manifestata, che la porzione di superficie nucleare attiva fosse ben superiore al 10% rilevato per la Halley (Cremonese, 1996).
Differente, invece, è il caso della Hale-Bopp per la quale, ipotizzando una frazione del 10-20% della superficie quale zona attiva, si è giunti a stimare un nucleo di 30-40 km, misura confermata sia dall'analisi dell'intensità della radiazione termica emessa dal nucleo, sia da immagini infrarosse riprese dal satellite europeo ISO, sia, infine, dall'analisi del profilo di luminosità della chioma dal quale si è risaliti all'entità della luce riflessa dal nucleo e, dunque, alle sue dimensioni.
Già si è accennato al fatto che, una volta esaurita la riserva interna di ghiacci, oppure nell'impossibilità di fuoruscita di materiale sublimato a causa della presenza di una sorta di crosta protettiva, l'aspetto del nucleo non sarà molto dissimile da quello di un asteroide e la discriminazione tra oggetti appartenenti alle due classi sarà praticamente impossibile (Wetherill e Shoemaker, 1982).
Un ultimo aspetto da sottolineare riguardo al nucleo di una cometa è rappresentato dall'analisi della sua rotazione.
Nella descrizione del modello di Whipple si è già evidenziato che la rotazione del nucleo, associata all'effetto-razzo, è fondamentale per interpretare i movimenti cosiddetti "non gravitazionali" (anticipi e ritardi nei ritorni al perielio) delle comete.
L'ipotesi della rotazione del nucleo si basava inizialmente solo su argomentazioni di tipo statistico (non si conosce nessun corpo celeste che non sia dotato di rotazione), ma l'affinarsi delle tecniche fotometriche (studio delle curve di luce) ha contribuito non poco a confermare i dati teorici.  Permangono talvolta alcuni dubbi nel quantificare con precisione il periodo di rotazione, ma questo dipende dalle evidenti difficoltà osservative legate alle ridotte dimensioni del nucleo, alla sua forma spesso fortemente irregolare ed alla possibile imprevedibilità del meccanismo di emissione di gas e polveri in seguito ad una variazione di reattività al calore solare.  Per la Halley, ad esempio, vi sono indicazioni contraddittorie tra la periodicità di 53 ore suggerita dall'osservazione della riga Lyman-alfa dell'H (confermata dalle immagini ottiche riprese dalla Giotto), e la periodicità di 7.4 giorni rilevata da misure fotometriche nelle bande del C2, del CN e dell'OH).
La Hyakutake, al contrario, ha mostrato una rotazione decisamente più rapida, con il periodo stimato in 6-8 ore.
Ed è questa elevata velocità di rotazione, unita alle piccole dimensioni del nucleo ed all'intensa attività (interpretata come conseguenza di una superficie giovane e non ancora ricoperta da alcuna crosta protettiva) che suggerisce l'ipotesi che questa cometa sia un frammento staccatosi "recentemente" (sempre rapportato ai tempi cosmici!) da un corpo cometario molto più grande (Crippa et al., 1996).

La chioma

E' l'elemento morfologico che dà il nome a questi corpi celesti.
Il primo aspetto da evidenziare riguardo la chioma è la sua enorme estensione rispetto al nucleo; per essa, infatti, pur nella impossibilità di effettuare una misura univoca, si possono ipotizzare, al momento del massimo sviluppo, dimensioni tipiche comprese tra 30 mila e 100 mila km. 
E' costituita dai gas espulsi dal nucleo e le variazioni delle sue dimensioni nell'avvicinamento al Sole dipendono da due meccanismi tra loro contrastanti: da un lato vi è l'innalzamento della temperatura, che, aumentando la produzione di gas, tende ad estenderla, dall'altro la maggiore pressione della radiazione solare, che tende a ridurla.
La chioma di una cometa è formata da tre gusci concentrici: procedendo dal nucleo verso l'esterno incontriamo un primo ridotto involucro chiamato chioma interna (o chioma molecolare), successivamente la chioma intermedia (o chioma dei radicali) ed infine un enorme guscio chiamato chioma di idrogeno.
La struttura e le dimensioni tipiche di una chioma sono schematicamente indicate nella Figura 18 (adattata da: Tempesti, Giornale di Astronomia, pag. 152, fig. 2), notiamo comunque che i valori riportati sono indicativi ed estremamente variabili da una cometa all'altra, come si può evincere anche dalla seguente tabella (i valori riportati sono i diametri espressi in km):

(Dati desunti da: Tempesti, Giornale di Astronomia, vol.11, N.2, 145; 1985)

La formazione della chioma è l'elemento che consente di individuare le comete tramite osservazione visuale quando ancora si trovano in media a circa 3 U.A. dal Sole.  E' alla individuazione della nebulosità della chioma che volge la sua attenzione il cercatore di comete, una figura più che mai attuale, come conferma la circostanza che la recentissima cometa 1996 B2 (una delle ultime scoperte in ordine di tempo) è stata individuata il 31.01.96 da un fotoincisore giapponese, Yuji Hyakutake.   E, sempre a proposito dei cercatori di comete, ritengo interessante annotare che il Catalogo di Messier del 1784 (la prima raccolta di oggetti galattici ed extragalattici di particolare evidenza ottica) sia nato proprio come "pro-memoria" per non considerare erroneamente come cometa una nebulosa o un ammasso stellare.
Parlando della individuazione visiva delle comete è opportuno fare una breve considerazione sulla luminosità di questi corpi celesti.
Se il nucleo fosse un oggetto inattivo alla luce solare, la sua magnitudine dipenderebbe dalla distanza dal Sole (r) e dell'osservatore (Delta) secondo una proporzionalità quadratica, suggerendo una relazione del tipo

m = mo + 5 log (Delta) + 5 log (r)

Ma il nucleo è fortemente reattivo alla radiazione solare e dunque la relazione dovrà essere sostituita da

m = mo + 5 log (Delta) + 2.5 n log (r)

nella quale la dipendenza è del tipo rⁿ.
Nella maggior parte dei casi il valore di n è compreso tra 2.5 e 11.5, è dunque molto variabile da una cometa all'altra e, spesso, anche per una stessa cometa.  A questo proposito basterà ricordare la forte delusione associata alla cometa Kohoutek (1973, XII) per la quale il valore di n stimato inizialmente (4.0) avrebbe dovuto portarla alla magnitudine apparente -3; il parametro n, invece, diminuì fino al valore 2.0 e ciò portò la cometa, nel momento di massima luminosità, soltanto alla 4^a magnitudine.
Fin dalle prime osservazioni spettroscopiche (ad opera di G.B. Donati e W. Huggins nel 1864) risultò che la chioma è costituita da composti del carbonio, dell'idrogeno, dell'ossigeno e dell'azoto.
Nelle chiome di comete che si portano molto vicino al Sole sono state inoltre rilevate le righe di emissione di metalli allo stato atomico quali Na, K, Mn, Cu, Fe, Co e Ni, provenienti certamente dalla vaporizzazione del materiale meteoritico del nucleo.  La coppia di righe gialle del Na fu rilevata per la prima volta analizzando la cometa 1882 II in prossimità del perielio, situato solamente a 0.06 U.A. dal Sole. L'analisi dettagliata delle sostanze rilevate nelle chiome delle comete ha, fin dall'inizio, suggerito che le molecole osservate non sono quelle fuoruscite dal nucleo, il che comporta che le molecole espulse dal nucleo debbano essere più complesse (vengono dette anche molecole-madri); esse costituiscono la chioma interna, struttura non direttamente accessibile alle osservazioni.  Queste molecole-madri originano, in seguito alla dissociazione provocata dalla radiazione solare, le cosiddette molecole-figlie che costituiscono l'involucro intermedio o chioma visibile.
Le molecole-figlie sono principalmente, oltre al radicale OH, il carbonio bimolecolare (C2) che origina le bande di Swan, il cianogeno (CN) e l'ossido di carbonio ionizzato (CO+).
L'abbondanza spettroscopica dell'ossidrile OH+ ed il fatto che venisse rilevato un forte aumento di luminosità e di estensione della chioma a distanze inferiori a 3 U.A. (distanza alla quale si raggiunge una temperatura che consente l'evaporazione del ghiaccio d'acqua) induceva a concludere che proprio il ghiaccio d'acqua fosse quello prevalente tra i ghiacci cometari, ma suggeriva anche la presenza sicura di Idrogeno.
La conferma venne nel 1970 quando il satellite OAO2, per mezzo di osservazioni nellultravioletto, rilevò attorno alla chioma della Tago-Sato-Kosaka (1969, IX) un enorme involucro di idrogeno, inosservabile da Terra.  Dall'analisi dei dati relativi a varie comete, rilevati anche grazie ai satelliti, si può desumere che l'acqua costituisca circa 80% delle molecole emanate dal nucleo.  Oltre all'acqua, fra le molecole-madri si ha, in quantità però decisamente minore, l'anidride carbonica (CO2), l'acido isocianidrico (HNC), l'ammoniaca (NH3), il cianuro di metile (CH3CN) ed il metano (CH4).
La rilevazione dellabbondanza relativa dellacido isocianidrico (HNC) rispetto allacido cianidrico (HCN) osservata nella cometa Hyakutake hanno portato W.M. Irvine e collaboratori (1996) a constatare come tale rapporto sia molto simile a quello osservato nelle nubi molecolari interstellari e piuttosto differente dal rapporto di equilibrio che ci si aspetterebbe nelle zone più esterne della nebulosa solare, dove si pensa che le comete si siano formate e questo fatto, di cui vengono proposte varie spiegazioni, non può che confermare come vi siano ancora molti punti oscuri nella piena comprensione di questi oggetti celesti.
Da osservazioni radio della stessa cometa è emersa la presenza di abbondante emissione (2.2x10²⁶ molecole/sec) di etano (C2H6) con il picco sulla regione nucleare, localizzazione che induce a considerare l'etano come molecola-madre e non prodotto di dissociazione (Cremonese, 1996); dell'importanza di questa abbondante produzione (e della sua interpretazione) abbiamo già parlato affrontando il tema dellorigine delle comete.
Ha destato qualche perplessità, anche perchè era la prima volta in assoluto che ciò si verificava, la scoperta (27.03.1996) di emissione di raggi X di bassa energia dalla cometa Hyakutake rilevata dal satellite orbitante tedesco ROSAT (IAUC 6373).  Attualmente tale fenomeno è stato osservato in altre otto o nove comete e sono già state avanzate alcune ipotesi in grado di rendere ragione dell'emissione.
Una prima ipotesi prevede un meccanismo di cattura di raggi X di origine solare da parte di una nuvola di molecole di acqua e successiva riemissione in un processo di fluorescenza; una seconda ipotesi spiega il fenomeno ricorrendo a meccanismi di riflessione di raggi X di origine solare ad opera di grani sub-microscopici di polvere espulsi dal nucleo (Caprara, 1996; Cremonese, 1996).
Ma l'ipotesi al momento ritenuta più plausibile, suggerita dai ricercatori dellUniversità del Michigan, è che il fenomeno possa essere ricondotto alla violenta interazione tra gli atomi e le molecole della chioma con il vento solare, situazione che porterebbe alla cattura di elettroni il cui successivo decadimento a livelli energetici inferiori avrebbe come risultato il rilascio energetico nella regione X dello spettro.

La coda

Pur essendo, per tradizione, il tratto caratteristico (e certamente più spettacolare) di una cometa, non sempre la coda accompagna l'apparizione di questi corpi celesti.   E' in ogni caso molto raro, poi, che essa giunga a proporzioni così ragguardevoli come nel caso della Ikeya-Seki (1965 VIII), una cometa la cui coda ha raggiunto l'eccezionale lunghezza di quasi 1 U.A.
Che la coda fosse in qualche modo collegata con l'emissione di materia dal nucleo sospinta da generiche forze repulsive solari era stato ipotizzato fin dall'inizio del secolo scorso (da Olbers e Bessel) anche in forza del dato osservativo che suggeriva sempre per la coda un orientamento volto in direzione opposta al Sole, il che comporta che la coda segua il nucleo durante l'avvicinamento al perielio, ma lo preceda nella fase di allontanamento dal Sole.  Già alla fine del 1800 Svante Arrhenius identificava questa forza con la pressione esercitata dalla radiazione elettromagnetica.
L'analisi spettroscopica delle code cometarie mostra la presenza di due componenti distinte: coesistono, infatti, sia uno spettro continuo di tipo solare, sia uno spettro a bande luminose.  L'interpretazione che ne deriva è che il continuo sia dovuto a riflessione della luce solare ad opera del pulviscolo (espulso dal nucleo assieme ai gas), mentre quello in emissione sia causato da gas eccitato dalla radiazione solare.   Questa duplice natura diventa evidentissima in alcuni casi (ad esempio la cometa Mrkos, 1957 V) in cui si è potuto notare una vera e propria biforcazione della coda cometaria.
Oltre che l'analisi spettroscopica, dunque, anche l'osservazione visuale permette di identificare la tipologia della coda: nel caso della coda di polveri si può notare una struttura ad arco, mentre la coda di plasma è caratterizzata da una struttura rettilinea disposta lungo la congiungente Sole-cometa.  La tipica forma arcuata della coda di polveri si spiega grazie all'azione di tre componenti: la velocità della cometa nel suo moto orbitale, la forza gravitazionale (attrattiva) che si esercita sui granuli di polvere e la pressione di radiazione (repulsiva).  Il rapporto tra le ultime due rimane praticamente costante, a pari dimensioni delle particelle, a qualunque distanza dal Sole poichè entrambe variano con l'inverso del quadrato della distanza.  Non è costante, invece, la velocità della cometa nella sua orbita, per la quale vale la terza legge di Keplero, che prevede un progressivo aumento della velocità avvicinandosi al perielio.  Questo comporta essenzialmente due conseguenze per la coda di una cometa in avvicinamento al Sole: anzitutto un aumento delle sue dimensioni, e, in secondo luogo, la maggiore evidenza del fenomeno della curvatura della coda di polveri.
Fin verso la metà del secolo si è tentato di applicare lo stesso meccanismo per spiegare le code di plasma; le molecole, però, non hanno nei confronti della radiazione il comportamento puramente meccanico del pulviscolo, ma coinvolgono processi di assorbimento e riemissione della radiazione che solamente lo sviluppo della Meccanica Quantistica ha potuto definire.
La soluzione del problema, giudicata valida ancora oggi, fu formulata negli anni '50 da L.F. Biermann che identificò il vento solare (fondamentalmente composto da protoni ed elettroni emessi dal Sole con una velocità di 500 km/sec) quale responsabile dell'origine delle code di plasma delle comete; furono proprio i fenomeni osservati in queste code a dare indicazioni e fornire prove sull'esistenza di una radiazione solare di tipo corpuscolare.  In questa ottica si riescono a spiegare le repentine disconnessioni e successivi ricongiungimenti (più volte osservati) della coda di plasma dal nucleo; il vento solare, infatti, essendo costituito da nubi disomogenee di cariche elettriche in moto, genera campi magnetici rapidamente variabili nel tempo, ed in essi si muovono lungo traiettorie non sempre lineari le particelle costituenti le code.
In seguito alla missione spaziale destinata allo studio della cometa Giacobini-Zinner (International Cometary Explorer) durante il suo passaggio del 1985, si sono raccolti dati che hanno reso possibile ipotizzare la struttura della coda.  Essa era formata da due lobi distinti, ognuno di essi composto da linee di campo magnetico che si estendevano dalla chioma; i due lobi erano dotati di opposta polarità e tra di essi vi era un "divisorio" di corrente elettrica (Figura 19 - AA.VV., The Giacobini-Zinner handbook, pag. I-8, fig. I-4 Contrariamente a quanto rappresentato, però, non è stata individuata alcuna onda durto di prua o "bow-shock" nelle vicinanze del nucleo).
Questa struttura traeva origine dallinterazione della ionosfera cometaria con le linee del campo magnetico interplanetario.  L'azione del vento solare sulla superficie esterna generava poi una struttura complessa, un avvolgimento delle linee di campo intorno al nucleo "come di spaghetti su una forchetta" (Von Rosenvinge et al., 1986).
Le osservazioni intraprese in occasione del passaggio delle due ultime spettacolari comete (la Hyakutake e la Hale-Bopp) hanno portato nuove importanti conoscenze in merito alle code cometarie.  Grazie alle rilevazioni della sonda SOHO è stato possibile, infatti, individuare nella cometa Hyakutake una terza coda (oltre alle due tradizionali) formata da ioni pesanti, mentre l'impiego di particolari filtri nelle osservazioni della cometa Hale-Bopp ha evidenziato una coda costituita da atomi di Na neutro fino ad allora sfuggita ad ogni rilevazione (IAUC 6631).  Questultima coda è risultata lunga 50 milioni di km e larga circa 500 mila km, ben distinta dalle altre due code e spostata angolarmente di alcune decine di gradi rispetto ad esse; osservazioni specifiche, poi, hanno consentito di dimostrare che tale coda non ha nulla a che vedere con la tradizionale coda di plasma.  Allo stato attuale non è ancora ben chiaro il meccanismo che sta allorigine di questa coda: le perplessità maggiori stanno nel fatto che il Na si trova a grandi distanze dal nucleo, ma a quel punto, secondo i modelli standard, si dovrebbe già essere ionizzato e dunque non dovrebbe più lasciare traccia.
Un secondo aspetto problematico è l'enorme accelerazione cui sono soggetti gli atomi di Na (la loro velocità è di 58 km/sec ad una distanza di 5 milioni di km dal nucleo e ben 95 km/sec ad una distanza doppia), accelerazione che non è spiegabile ricorrendo unicamente all'azione del vento solare.
E molto facile a questo punto, ed il lettore se ne sarà certamente reso conto, concludere il discorso relativo alle comete sottolineando come siano ancora molti i punti oscuri nella comprensione di questi fenomeni celesti; limportante è non disperare di riuscire a strappare, si spera in un giorno non lontano, anche gli ultimi segreti di questi corpi ghiacciati, autentici "vagabondi dello spazio" (Lang e Whitney, 1994).