Si può immaginare che esse siano un resto del processo di formazione del Sistema Solare, planetesimi che si sono formati oltre l'orbita di Giove, costituiti prevalentemente da materiali ghiacciati; sono più numerose degli asteroidi, ma, a differenza di questi ultimi, si muovono, in genere, su orbite molto ellittiche: alle volte le loro orbite sono indistinguibili dalle parabole. La causa del moto "non gravitazionale" delle comete può essere identificata nella presenza di un effetto razzo, studiato da Yarkovsky, dovuto alla velocità di espulsione delle molecole dal nucleo (decine di m/s) in seguito alla sublimazione di ghiacci.

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: se la rotazione del nucleo è concorde con il moto di rivoluzione, la reazione del getto spingerà la cometa in avanti sull'orbita, allargandola, facendone in tal modo aumentare il periodo; cosa successa alla cometa Halley che nel suo ultimo passaggio vicino al Sole, nel 1986, ha ritardato di 4.1 giorni; 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 dell'orbita, in direzione del Sole, con conseguente diminuzione del periodo e anticipo del passaggio successivo; la cometa Encke con un periodo di 3.3 anni ha anticipato il suo passaggio al perielio di due ore e trenta minuti.

Ad ogni passaggio vicino al Sole il nucleo della cometa perde gran parte del materiale di cui è formato, in maniera tanto maggiore quanto minore è la distanza dal Sole; una cometa quindi è destinata a dissolversi nello spazio e si stima che la sua vita possa durare da 1000 a 100 mila periodi. Ciò che rimane di tali oggetti può essere un corpo oscuro costituito da materiali non volatili che continuerà ad orbitare lungo l'orbita seguita dalla cometa originaria e riempiendo l'orbita stessa di polvere e ciottoli. L'astronomo italiano Giovanni Schiaparelli ha capito che, quando la Terra nel suo moto orbitale attraversa periodicamente l'orbita della cometa estinta o in via di estinzione, si verifica il fenomeno degli sciami meteorici.

La frammentazione del nucleo può anche portare alla creazione di nuove comete, come è avvenuto per la Ikeya-Seki che nel 1965 nel passare attraverso la corona solare, a circa 450 mila km dalla superficie, si spezzò in due, per la cometa West, che nel 1975 si spezzò in 4 nuove comete, per la cometa Schwassmann-Wachmann 3, che nel novembre 1995 si è spezzata in 4 parti (una visibile solo nell'IR). In quest'ultimo caso presumibilmente la causa della frammentazione è legata agli stress termici dovuti al passaggio della cometa a soli 0.95 U.A. dal Sole.

Nel 1877 e nel 1885 ci furono due "piogge" di stelle cadenti, che Schiaparelli collegò al passaggio della Terra in una zona vicina all'orbita della cometa Biela originaria, portando all'ipotesi che i nuclei delle due comete si fossero frantumati e che una parte dei detriti originatisi fossero ricaduti sulla Terra. Tali eventi non sono poi così rari: esempi ne sono le strane catene di crateri scoperte dai Voyager su Callisto e Ganimede, o i crateri da impatto scoperti sulla Luna e sulla Terra in Ciad (Africa).

Secondo Kresak (1993) la principale classificazione delle comete è basata sui periodi di rivoluzione attorno al Sole; esse si suddividono in quattro famiglie principali:

A corto periodo (fino a 20 anni) chiamate comete SP (short period). Sono dette anche comete della famiglia di Giove perché sono dinamicamente soggette al suo controllo, avendo gli afeli tra le orbite di Marte e Giove; tali orbite sono anche poco eccentriche e poco inclinate rispetto al piano dell'orbita terrestre. La cometa Encke è la cometa con il più corto periodo conosciuto: 3 anni e 4 mesi. Si pensa che il "serbatoio" di tali comete sia la fascia di Edgeworth-Kuiper. A periodo intermedio, o comete HP (da 20 a 200 anni), sono chiamate anche di tipo Halley, dalla omonima cometa; gli afeli si trovano oltre Giove e alle volte superano l'orbita di Nettuno; tali orbite sono molto eccentriche e abbastanza inclinate sul piano dell'orbita terrestre. Di lungo periodo, o comete LP (oltre 200 anni); sono l'84% delle comete con orbite conosciute, entrano nella zona planetaria del Sistema Solare con qualsiasi inclinazione rispetto all'eclittica e circa il 50% presenta una rivoluzione retrograda (oraria), le eccentricità delle orbite sono prossime ad 1e le massime distanze dal Sole sono tra 10 mila U.A. e 100 mila U.A. A questo gruppo appartiene la Hale-Bopp. Tra le comete di lungo periodo vengono considerate a parte le comete nuove (NC), che si muovono su orbite praticamente paraboliche: eccentricità maggiore di 0.999 e che non dovrebbero più fare ritorno nel Sistema Solare, come ad esempio la cometa Koutek che transitò al perielio nel 1973 con una eccentricità pari a 1.007.

I primi due gruppi rappresentano le "comete periodiche". Le comete HP, LP, e NC sono caratterizzate da da una distribuzione sostanzialmente isotropa rispetto all'inclinazione dell'orbita sul piano dell'eclittica, contrariamente alle SP che sono relativamente concentrate vicino a tale piano. A questi gruppi si deve aggiungere il gruppo delle comete radenti, le comete che hanno il perielio vicinissimo al Sole, alle volte solo qualche migliaio di chilometri di distanza! Le più piccole possono evaporare completamente fin dal primo passaggio, le più grandi, pur sopravvivendo per diverse orbite si spezzano in frammenti più piccoli a causa delle forze mareali a cui sono sottoposte. Le comete radenti più note sono le comete di Kreutz, che si sarebbero originate dalla frammentazione di una cometa di grandi dimensioni al suo primo passaggio; alcuni credono che si trattasse della luminosissima cometa osservata da Aristotele ed Eforo nel 371 a.C.. Suoi frammenti sono la cometa Ikeya-Seki avvistata nel 1965 e la Grande cometa avvistata nel 1843 e nel 1882, entrambe così brillanti nei pressi del Sole da superare la Luna piena. Dal dicembre 1995 grazie alla sonda SOHO sono state viste più di 1000 comete di Kreutz e tutte sono evaporate in prossimità del Sole. Circa l'85% delle comete radenti osservate dalla sonda SOHO fanno parte della famiglia di Kreutz, il restante 15% sembra si possa raggruppare in tre famiglie cometarie distinte: il gruppo di Kracht, il gruppo di Marsden e il gruppo di Mayer. I primi due gruppi sono formati da comete a breve periodo, sembrano collegati alla cometa 96P/Machholz e sono all'origine degli sciami meteorici delle Quadrantidi e delle Arietidi; il terzo gruppo è formato da comete con periodo medio-lungo e con orbite inclinate e piuttosto ellittiche.

A partire dal 1995 l'Unione Astronomica Internazionale ha stabilito come chiamare le comete, oltre ad assegnare loro il nome del/degli scopritore/i, ad esempio la cometa Hyakutake si chiama C/1996 B2 e la Hale-Bopp C/1995 O1, dove:

	lettera	indica il tipo di cometa:	P/ comete periodiche; C/ comete a periodo molto grande o non periodiche; D/ comete perdute; A/ comete divenute asteroidi; X/ comete di cui non si può calcolare l'orbita.
	anno	l'anno della scoperta
	lettera	indica la quindicina di giorni dell'anno in cui è avvenuta la scoperta:	A=dall'1 al 15 gennaio B=dal 16 al 31 gennaio ... Y=dal 16 al 31 dicembre.
	numero	l'ordine di scoperta in quella quindicina.

Nei primi anni del '900 il chimico e premio Nobel S. Arrhenius immaginò che alcuni microrganismi potessero viaggiare da un pianeta all'altro ed anche tra diversi sistemi solari disseminando la vita, la panspermia, ovvero semi dappertutto. Negli anni '70 tale ipotesi fu ripresa da F. Hoyle e C. Wickramasinghe che, partendo da considerazioni sulla radiazione I.R. emessa dalle polveri interstellari, simile a quella emessa in laboratorio da batteri disidratati, avanzarono l'ipotesi che alcuni di quei granelli di polvere fossero in realtà dei batteri resistenti alle radiazioni.

Però nel tempo necessario a passare da un pianeta all'altro, le radiazioni ucciderebbero qualunque batterio, per questo Hoyle e Wickramasinghe hanno ipotizzarono che tali "semi della vita" viaggino protetti all'interno delle comete. Quando una cometa si avvicina ad una stella, il calore inizia a scioglierla così da liberare i bacilli, che poi piovono sui pianeti circostanti. Che nelle comete ci siano sostanze organiche (amminoacidi) è stato confermato dal colore scuro del nucleo della cometa Halley nell'esplorazione ravvicinata effettuata dalla sonda Giotto e da tracce di ammine e lunghe catene carboniose nei materiali raccolti dalla sonda Stardust in prossimità della cometa Wild 2.

All'inizio del secolo il modello comunemente accettato sulla morfologia delle comete prevedeva che le comete fossero costituite da un insieme di particelle di materiale meteoritico di natura estremamente porosa, legate fra loro dalla gravità e contenenti una notevole quantità di gas molecolare che, liberato dall'azione del Sole, dava origine alla chioma; tale modello fu denominato "a mucchio di ghiaia". Nel 1950 F.L.Whipple mise in discussione tale modello e ne propose uno nuovo, denominato "a palla di neve sporca" in cui si proponeva un nucleo compatto composto di ghiaccio e di materiale non volatile; tale modello si accordava perfettamente con le osservazioni.

In un nucleo cometario le molecole d'acqua formano fra loro il massimo numero di legami a idrogeno, favorendo la creazione della struttura cristallina del ghiaccio: una cavità racchiusa da 6 molecole di acqua. Nella "gabbia" della struttura cristallina del ghiaccio possono restare intrappolate piccole molecole di monossido di carbonio (10% della massa), di anidride carbonica (10% della massa), e quantità minori di ammoniaca, metano e acido cianidrico, formando dei "clatrati". La disgregazione dei clatrati inizia quando la cometa dista dal Sole tra le 5 e le 3 U.A., cioè quando il calore è abbastanza intenso da provocare la sublimazione del ghiaccio e la contemporanea vaporizzazione delle molecole intrappolate, con un rapporto 1:6.

Le comete che per la prima volta si avvicinano al Sole potrebbero avere il ghiaccio d'acqua in una struttura disordinata (forma amorfa), che si trasformerebbe nella tipica struttura cristallina ordinata ad una distanza dal Sole tra 6 U.A. e 3 U.A.; durante la trasformazione si avrebbe una liberazione di calore, che potrebbe spiegare in parte l'attività eruttiva osservata in alcuni nuclei cometari ad una distanza dal Sole superiore alle 3 U.A..

Nel marzo 1986 la sonda Giotto si è avvicinata al nucleo della cometa di Halley fino ad una distanza di 596 km, ne ha stimato le dimensioni (circa 8x15 km), ha inoltre evidenziato la presenza di fratture che lasciano fuoriuscire il gas e le polveri destinate ad alimentare la struttura della coda e della chioma; si è visto inoltre che solo il 10% della sua superficie presentava regioni interessate dall'eruzione di gas e polveri e solo quando erano direttamente illuminate dal Sole. Una volta esaurita la riserva interna di ghiaccio, oppure nella impossibilità di fuoriuscita del 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.

• a circa 10 U.A. se nel nucleo, che sublima a basse temperature, c'è molto ghiaccio di monossido di carbonio
• a circa 3 U.A. se è preponderante il ghiaccio d'acqua.

Quando il materiale del nucleo cometario sublima forma inizialmente dei getti di gas e polveri diretti verso il Sole, trascinando con sé parte del materiale superficiale, che può in alcuni casi formare una specie di crosta superficiale. Negli spettri delle chiome, quando le comete sono molto vicine al Sole, si notano evidentissime le righe in emissione del radicale CN, le righe di metalli allo stato atomico, fra cui Na, K, Cu, Fe, Co e Ni, provenienti certamente dalla vaporizzazione del materiale meteoritico del nucleo. Probabilmente tali molecole non sono quelle sublimate dal nucleo, ma si tratta di molecole figlie originatesi per dissociazione dovuta alla radiazione solare dalle molecole madri espluse dal nucleo.

Il 27 marzo 1996 il satellite X ROSAT (abbreviazione di Röntgen satellite, satellite tedesco per lo studio dei raggi X lanciato il 1 Giugno 1990 da Cape Canaveral e fino al 12 Febbraio 1999) ha registrato una emissione X proveniente dalla chioma della cometa Hyakutake che aveva la forma di una falce, con le estremità opposte al Sole. Probabilmente tale emissione è dovuta alla combinazione di diversi meccanismi, si ipotizza una riemissione della radiazione X emessa dal Sole da parte delle polveri della chioma, così come una riemissione per fluorescenza di radiazione X solare catturata da una nuvola di molecole di acqua; nel 2000 osservazioni della cometa Linear (C/1999 S4) da parte del satellite Chandra (telescopio X della NASA che si trova nello spazio dal 23 luglio 1999) permisero di ipotizzare che i raggi X emessi furono prodotti principalmente da collisioni tra atomi di azoto e ioni di ossigeno del vento solare e dall'idrogeno presente nella cometa.

I fotoni solari esercitano una sorta di pressione sulle particelle, denominata "pressione di radiazione", che diminuisce col quadrato della distanza dal Sole. L'efficienza di tale pressione è inversamente proporzionale alle dimensioni dei granuli di polvere: risentendo meno dell'effetto di Poynting-Robertson, i più grandi saranno meno respinti e resteranno prossimi al nucleo, seguendolo da vicino e disseminandosi lentamente lungo l'orbita costituiranno il materiale delle stelle cadenti.
	I granuli più piccoli si allontaneranno dal nucleo e dall'orbita, disseminandosi in vaste regioni pressoché complanari con l'orbita stessa e formando la coda di polveri.
	L'analisi spettroscopica delle code cometarie mostra la presenza di uno spettro continuo di tipo solare, dovuto alla riflessione della luce solare ad opera del pulviscolo, e di uno spettro in emissione, causato da gas eccitato e ionizzato dalla radiazione solare. Questa duplice natura diventa molto evidente in alcuni casi (ad esempio la cometa Hale-Bopp) in cui si è potuta notare una vera e propria biforcazione della coda cometaria.

Coda di polveri ha una forma arcuata, un colore arancio-rossastro, la sua luminosità degrada uniformemente verso i bordi ed è lunga al massimo 10 milioni di km. Il suo spettro a riflessione indica che è composta da pulviscolo che riflette la luce solare. La sua forma si spiega considerando l'azione di tre componenti: il moto orbitale cometario, la forza gravitazionale esercitata dal Sole sui granuli di polvere e la pressione di radiazione solare, che fa deviare maggiormente i grani di polvere più piccoli producendo la tipica coda a ventaglio. Coda di ioni appare di colore blu-azzurro, dritta, disposta lungo la congiungente Sole-cometa e opposta al Sole; in essa sono presenti delle strutture filiformi e spesso noduli e zone turbolente. La sua forma e direzione sono causate dall'interazione tra la chioma della cometa e il vento solare, a causa di ció gli ioni della chioma si posizionano dietro il nucleo cometario in una struttura circa cilindrica che emette radiazione per fluorescenza. Presenta uno spettro di emissione dominato dal monossido di carbonio (CO+), sono inoltre presenti lo ione cianuro (CN+) e l'ossidrile (OH). La sua lunghezza è tipicamente di 100 milioni di km, un caso eccezionale si è avuto nel 1843 quando una cometa, visibile in pieno giorno, ha mostrato una coda di ioni lunga 320 milioni di chilometri. Coda di sodio Nel 1997 l'astronomo G. Cremonese ha scoperto che la cometa Hale-Bopp mostrava anche una terza coda di colore giallo-arancio, caratterizzata dalla presenza di sodio neutro. Tale coda è stata osservata anche nella cometa Ikeya-Zhang, scoperta il 13 febbraio 2002. Coda di ferro Nell'agosto 2006 è stata scoperta la cometa non periodica McNaught, che ha raggiunto il perielio il 12 gennaio 2007, quando è passata nell'emisfero australe, sviluppando una coda di oltre 3 milioni di km e raggiungendo una magnitudine di -6 (cinque volte superiore a Venere); per puro caso la cometa è finita nel campo visivo del satellite solare della NASA STEREO, che ha scoperto la presenza di una coda arcuata molto debole di atomi di ferro neutro. Tali atomi verrebbero prodotti da una reazione chimica nel nucleo, che contiene troilite (un minerale di solfuro di ferro), e non per sublimazione. Le uniche altre traccie di ferro nelle comete risalgono agli spettri della cometa Ikeya-Seki del 1965.

Alcune comete mostrano sia la coda di polveri che la coda di ioni, come la Hale-Bopp, altre soltanto la coda di ioni, come la Hyakutake; questo fatto permette di valutare l'età della cometa, perché si è calcolato che le polveri si esauriscono abbastanza velocemente, in quanto mediamente una cometa perde 30 tonnellate di polveri al secondo. Quando la Terra attraversa il piano orbitale della cometa (cioè si trova in prossimità di uno dei due nodi di tale orbita) e quest'ultima è passata al perielio, è possibile l'osservazione di una coda che, partendo dal nucleo cometario, punta verso il Sole; Si parla in tal caso di "anticoda", ma l'effetto è legato esclusivamente alla prospettiva. Infatti sia la coda di ioni che quella di polvere subiscono una "rotazione" al perielio e quindi precedono e nascondono la chioma nel moto di allontanamento dal Sole.

Tale nube non è mai stata osservata perché troppo lontana e buia per gli odierni telescopi, ma a riprova della validità dell'ipotesi proposta dai due astronomi, P. R. Weissman, responsabile della missione NASA Deep Impact sulla cometa Tempel 1, ha costruito un istogramma riportando in ascissa l'energia orbitale originaria delle comete (tenendo anche conto delle perturbazioni dei pianeti) ed in ordinata il numero di comete relative; in esso si evidenzia un picco di 80 comete aventi energia orbitale praticamente nulla, cioè aventi un semiasse maggiore di migliaia di U.A. Attualmente vengono identificate due regioni distinte nella nube:

• la nube esterna, di forma circa sferica, che si estende a partire da 20 mila U.A. e che si stima contenga il 40% della popolazione originaria,
• la nube interna, di forma più schiacciata, che si estende tra 3 mila e 20 mila U.A. e che si stima contenga il 40%-50% della popolazione originaria.

Si può affermare che la nube esterna di Oepik-Oort segni il confine del Sistema Solare, è infatti plausibile pensare che si estenda fino ad 1/3 della distanza che ci separa da Proxima Centauri. A tali distanze le comete possono facilmente essere perturbate nel loro moto, in modo da avvicinarsi al Sole.

• la forza mareale della Via Lattea;
• il passaggio di un'altra stella in prossimità del Sole.

In genere tali frammenti provengono dalla coda di una cometa; la loro velocità varia tra una decina e qualche decina di km/s, l'attrito che così si produce rende incandescente il frammento e lo fa evaporare, si produce così la scia visibile nel cielo. Si tratta di fenomeni che avvengono a quote molto alte, 80-120 km, e la quota raggiunta da tali frammenti prima di consumarsi varia a seconda delle dimensioni, del materiale di cui sono costituiti, della velocità e dell'angolo d'ingresso nell'atmosfera.

Periodicamente, in date fisse dell'anno, si verificano delle piogge di stelle cadenti, come le famose "Lacrime di S. Lorenzo" il 10 agosto, chiamate sciami meteorici periodici; durante tali piogge tutte le scie luminose sembrano partire da un unico punto nel cielo, il radiante, il punto verso cui si sta muovendo la Terra in quel momento nel suo moto orbitale . A ciascuno sciame viene attribuito un nome che deriva dalla costellazione in cui si trova il radiante. Fu l'astronomo italiano Schiaparelli a capire che il ritorno periodico degli sciami era dovuto all'attraversamento da parte della Terra dell'orbita di alcune comete che, passando vicino al Sole più volte, hanno distribuito molte particelle lungo la loro orbita o si sono disgregate.

Nome Massimo Cometa Associata Eta Aquaridi 5 Maggio Halley Beta Tauridi 30 Giugno Encke Draconidi 10 Ottobre Giacobini-Zinner Orionidi 22 Ottobre Halley Tauridi 1 Novembre Encke Andromedidi 22 Novembre Biela Ursidi 22 Dicembre Tuttle

• l'effetto di Poynting-Robertson, predominante per le particelle di dimensioni fino a 10 cm;
• l'effetto Yarkovsky, che diventa predominante nei corpi con dimensioni tra 0.1m e 100 m.

Tabella dei principali sciami meteorici