Brilho e composição

A passagem extremamente próxima ao Sol provoca um aumento dramático no brilho do cometa por dois mecanismos combinados: a maior proximidade eleva a reflexão direta da luz solar pelo núcleo, enquanto a intensa vaporização de gelo e compostos voláteis libera enormes quantidades de gás e poeira que formam a coma e a cauda, refletindo ainda mais luz.^[1]

Estudos coronagráficos revelaram que cometas rasantes tendem a atingir o pico de brilho a distâncias de aproximadamente 12,3 ou 11,2 raios solares do Sol. Acredita-se que essa variação reflita diferenças na composição mineralógica da poeira: o pico a 12,3 raios solares corresponderia à sublimação de olivina amorfa, enquanto o pico a 11,2 raios solares resultaria da sublimação de olivina cristalina. Um terceiro pico menor, observado a cerca de 7 raios solares, pode ser atribuído à sublimação de piroxênio.^[3]

O primeiro espectro de um cometa próximo ao Sol foi obtido por Finlay e Elkin em 1882, durante a passagem do Grande Cometa de 1882 (C/1882 R1). A análise posterior confirmou linhas espectrais de ferro (Fe) e níquel (Ni).^[1] O Cometa Ikeya-Seki (C/1965 S1) permitiu medições ainda mais detalhadas, revelando emissões de potássio (K), cálcio (Ca), Ca⁺, crômio (Cr), cobalto (Co), manganês (Mn), níquel (Ni), cobre (Cu) e vanádio (V).^[1]

Sobrevivência e fragmentação

A sobrevivência de um cometa rasante ao periélio depende principalmente do tamanho de seu núcleo. Estudos indicam que núcleos com raio superior a 2–3 km têm boa probabilidade de sobreviver à passagem, emergindo com raio final de aproximadamente 1 km. Núcleos menores tendem a evaporar completamente ou se fragmentar de forma irreversível.^[1]

As forças de maré exercidas pelo Sol durante a passagem pelo periélio são capazes de separar fragmentos do núcleo principal. Observações do satélite SMM em 1987 e 1988 revelaram pela primeira vez a existência de pares de cometas rasantes que surgiam com diferença de horas a duas semanas entre si — resultado da separação de um mesmo corpo progenitor a dezenas de UA do Sol, com velocidades de separação de apenas alguns metros por segundo, compatíveis com a velocidade de rotação dos núcleos.^[4]

As caudas de cometas rasantes que sobrevivem ao periélio — como o C/2011 W3 (Lovejoy) em 2011 — fornecem aos astrônomos informações valiosas sobre a estrutura da coroa solar, em particular sua estrutura magnética detalhada, ao interagirem visivelmente com o plasma coronal.^[1]

Séculos XVII–XIX

Um dos primeiros cometas a ter sua órbita calculada foi o cometa rasante de 1680, hoje designado C/1680 V1, observado por Isaac Newton, que publicou os resultados orbitais em 1687. Em 1699, Jacques Cassini propôs que cometas poderiam ter períodos orbitais curtos e que C/1680 V1 seria o mesmo objeto observado por Tycho Brahe em 1577. Em 1705, Edmond Halley refutou essa hipótese ao demonstrar que a diferença entre as distâncias do periélio dos dois cometas era grande demais para se tratar do mesmo objeto — marcando, contudo, a primeira vez que se cogitou uma relação entre grandes cometas.^[1]

Os grandes avanços na compreensão dos cometas rasantes ocorreram no século XIX com os grandes cometas de 1843, C/1880 C1 e 1882. O astrônomo americano Daniel Kirkwood observou que C/1880 C1 e C/1843 D1 tinham aparências muito semelhantes entre si e ao Grande Cometa de 1106, propondo em 1880 que seriam fragmentos separados de um mesmo objeto progenitor.^[5] Kirkwood também levantou a hipótese de que o corpo progenitor poderia ser o cometa observado por Aristóteles e Éforo em 371 a.C., com base no relato de Éforo sobre a fragmentação do cometa após o periélio.^[1]

Quando o Grande Cometa de 1882 (C/1882 R1) surgiu apenas dois anos após C/1880 C1, ficou claro que esses cometas brilhantes não eram retornos do mesmo objeto. Após o periélio, C/1882 R1 também se fragmentou em vários pedaços visíveis, reforçando a teoria de Kirkwood. O astrônomo alemão Heinrich Carl Friedrich Kreutz formalizou o grupo em estudos publicados no final do século XIX, determinando que todos os cometas rasantes com características orbitais semelhantes pertenciam a um mesmo grupo — posteriormente denominado grupo de Kreutz.^[6]

Até a década de 1880, acreditava-se que todos os cometas brilhantes próximos ao Sol eram retornos de um único cometa rasante. Foi Heinrich Kreutz e Daniel Kirkwood quem estabeleceu que, em vez disso, cada aparição era um cometa diferente, todos pertencentes a um grupo originado de fragmentações sucessivas.^[5]

Século XX: espectroscopia e coronagrafos

O primeiro cometa rasante observado no século XX surgiu em 1945. Entre 1960 e 1970, cinco cometas rasantes foram detectados: C/1961 O1, C/1962 C1 (Seki-Lines), C/1963 R1 (Pereyra), C/1965 S1 (Ikeya-Seki) e C/1970 K1. O Cometa Ikeya-Seki, com magnitude visual de aproximadamente −10, foi o mais brilhante do grupo e permitiu medições espectroscópicas detalhadas — o primeiro cometa desde o Grande Cometa de 1882 a exibir linhas de emissão de ferro.^[1] Brian Marsden utilizou as observações do Ikeya-Seki para dividir os cometas Kreutz em dois subgrupos em 1967: um com C/1106 C1 como corpo progenitor e outro com dinâmica semelhante mas sem progenitor confirmado.^[6]

Em 1979, o satélite norte-americano P78-1 (Solwind) detectou o primeiro cometa rasante por coronagrafia: C/1979 Q1 (Solwind), observado em 30 e 31 de agosto de 1979. Essa observação inaugurou uma nova era na detecção de cometas rasantes, até então visíveis apenas a olho nu.^[1]

Era SOHO (1995–presente)

O lançamento do satélite solar SOHO em 1995 revolucionou o estudo dos cometas rasantes. O coronagrafo LASCO a bordo do SOHO permitiu detectar cometas muito menores e mais fracos do que qualquer instrumento anterior. A grande maioria dos cometas rasantes observados pelo SOHO não sobreviveu ao periélio: a maior parte simplesmente evaporou, enquanto alguns podem ter colidido com o Sol.^[7]

Uma exceção notável foi o C/2011 W3 (Lovejoy), que sobreviveu à passagem pelo periélio em dezembro de 2011 a apenas ~140.000 km da fotosfera solar, tornando-se o primeiro cometa Kreutz em décadas a sobreviver ao periélio e sendo amplamente fotografado tanto do espaço quanto da Terra.

Cerca de 83% dos cometas rasantes observados pelo SOHO pertencem ao grupo de Kreutz. Os 17% restantes incluem cometas esporádicos e membros de três outros grupos identificados: Marsden, Kracht e Meyer.^[1]

Grupo Kreutz

O grupo de Kreutz é o maior e mais famoso conjunto de cometas rasantes, com mais de 1.200 membros identificados pelo SOHO. Todos os membros compartilham elementos orbitais semelhantes — alta inclinação, periélio muito próximo ao Sol e órbita retrógrada — sugerindo uma origem comum em um único corpo progenitor que se fragmentou em passagens anteriores pelo periélio. Entre os membros mais brilhantes estão os grandes cometas de 1843 e 1882, o Cometa Ikeya-Seki (1965) e o C/2011 W3 (Lovejoy) (2011), cada um deles brevemente visível à luz do dia próximo ao Sol.^[6][8]

Grupo Marsden

O grupo Marsden é composto por cometas de período curto (aproximadamente 5 anos) descobertos principalmente pelo SOHO. Seus membros apresentam elementos orbitais relacionados ao cometa 96P/Machholz e foram associados a correntes de meteoros, incluindo as Ariétidas diurnas e as Delta Aquáridas.^[9]

Grupo Kracht

O grupo Kracht, descoberto por Rainer Kracht, também apresenta período orbital curto (~5 anos) e está igualmente associado ao 96P/Machholz e às mesmas correntes de meteoros do grupo Marsden, sugerindo uma origem comum.^[9] Os membros do grupo Kracht são tipicamente pequenos e fracos, raramente sobrevivendo ao periélio.

Grupo Meyer

O grupo Meyer é composto por cometas tipicamente pequenos, fracos e sem cauda visível. Ao contrário dos grupos Marsden e Kracht, os membros do Meyer podem ter órbitas de período intermediário ou longo. Sua relação dinâmica com outros grupos ou com um progenitor comum não está ainda completamente estabelecida.^[1]

Cometas esporádicos

Alguns cometas rasantes notáveis não pertencem a nenhum dos grupos formais. O Grande Cometa de 1680 (C/1680 V1), por exemplo, foi um cometa rasante utilizado por Isaac Newton para verificar as equações de Kepler sobre o movimento orbital, mas não compartilha elementos orbitais com os grupos conhecidos. O cometa C/2012 S1 (ISON), que se desintegrou pouco antes do periélio em 2013, apresentava elementos orbitais semelhantes ao Grande Cometa de 1680, sendo possivelmente um segundo membro desse grupo informal.^[1]