COMETA. - La forma tipica di una c. (dal gr. κοιμήτης), è costituita da una testa o chioma, che circonda un nucleo più luminoso, e di una coda protendentesi in direzione opposta al sole. L'apparente grandezza della testa può variare da quella di una piccola stella fino ad avere la dimensione angolare della luna; il nucleo è generalmente assai piccolo e brillante, alle volte pure assai debole e appena visibile; la coda può talora estendersi per molti gradi, può anche mancare, specialmente nelle c. poco luminose. Talvolta le c. sono così luminose da poterle osservare in piena luce diurna, ma per la maggior parte non riescono visibili all'occhio nudo. La chioma è così trasparente, che riesce possibile attraverso di essa l'osservazione delle stelle senza affievolimento della loro luminosità.
Si suppone che le teste comaterie sono costituite da pietre meteoriche separate fra loro da spazi vuoti. Mentre le c. si trovano ancora a grande distanza dal sole, splendono della luce riflessa del sole. Nell'avvicinarsi al sole risalta sempre più lo sviluppo della propria luce, causata dall'intensità crescente dell'irradiazione del sole. Correnti di materie, gas o vapori, escono dal nucleo e prendono la forma di archi luminosi o mezze lune. Una forza repulsiva costringe quella materia a dipartirsi dal nucleo in direzione avversa al sole, formando la coda. L'orbita di questa materia e la forma della coda dipendono dalla forza con cui i gas sono espulsi dal nucleo e dal rapporto fra la pressione repulsiva della radiazione solare e forza attrattiva del sole.
Per cagione della diffusione della testa la determinazione del diametro è molto incerta. In media è stimato dieci o quindici volte il diametro della terra, ma occorrono pure valori dieci volte maggiori. Anche la dimensione delle code è assai incerta. Non sono rari i casi in cui la loro grandezza arriva ad una unità astronomica (150 milioni di km.) o più.
Intorno alla massa delle c. si va tastando nel buio. Le c. passando attraverso il sistema dei satelliti di Giove causarono nessuna perturbazione delle loro orbite onde si conclude che la massa è assai esigua. La tenuità delle code è tanta, che la materia di mille chilometri cubi è minore di quella di un centimetro cubo di aria ordinaria.
Nello spettro della testa è caratteristica l'apparenza di bande di cianogeno e carbonio. Vicino al sole appariscono anche le linee del sodio. Recentemente oltre le linee di C, H, O, N, sono pure osservati gli spettri molecolari di C₂, CN, CH, N₂, NH, OH. Parecchi di quei gas sono velenosi, ma poiché ogni molecola è separata dal più vicino compagno da una distanza di parecchi chilometri, non si ha niente da temere da un passaggio attraverso la coda di una c.
Le orbite delle c. sono per la maggior parte paraboliche o quasi paraboliche, con periodi di migliaia di anni. Delle c. di cui è stato osservato il ritorno, 25 con periodi di meno di 10 anni formano la cosiddetta famiglia di Giove, presso la cui orbita hanno l'asfalto. Le loro orbite originalmente di forma parabolica furono trasformate in orbite ellittiche dalla forza perturbatrice del pianeta gigante. Delle altre c., con periodi fra 10 e 76 anni, due appartengono alla famiglia di Saturno, una a quella di Urano e quattro alla famiglia di Nettuno.
Il fatto che mai si è trovata una c. con un'orbita schiettamente iperbolica, esclude la possibilità che le c. siano pervenute direttamente da fuori del sistema solare; bisogna ammettere che da principio facevano parte del sistema. Il sole è circondato da una nuvola di c. la quale si estende fino ad almeno 150.000 unità astronomiche. Il prof. Oort stima il numero delle c. di 50 miliardi, con una massa totale di 1/1000 della massa della terra.
Egli congettura che le c., insieme con gli asteroidi, fossero i frammenti di un pianeta fra Marte e Giove andato in pezzi. Però quella ipotesi è da considerarsi come puramente speculativa, poiché non si conosce ancora una causa plausibile dello sgretolamento di un pianeta.