Los cometas figuran entre los objetos más espectaculares del sistema solar, y son, tal vez, los más bellos que pueden contemplarse. En la comprensión de su misteriosa naturaleza, fue decisivo el paso dado en 1949, cuando el astrónomo estadounidense Fred L. Whipple formulo la fomosa teoría de la "bola de nieve sucia".
Cuando un cometa abonadona los fríos espacios de más allá de la franja asteroidal para aproximarse al Sol, el aumento de calor provoca la sublimación del hielo y la explulsión del polvo, haciendo que el pequeño astro se vuelva visible. Esta transición se produce a una distancia aproximada de 3 Unidades Astronómicas.
El polvo y el gas expulsados forma un halo disfuso de aspecto esférico denominado CABELLERA. Si el cometa se aproxima a menos de 1,5 Unidades Astronómicas del Sol, desarrolla además una o más COLAS.
La cabellera contiene gas y polvo en proporciones casi idénticas y puede tener un diámetro de entre 3 y 10 veces el de la Tierra. Las Colas pueden alcanzar la longitud de varias decenas de millones de kilómetros y se han observado algunos de hasta 100 millones de kilometros.
El aspecto de un cometa no es estático, sino extremadamente variable. El gas y el polvo presentes en la cabellera pasan a la cola antes de perderse definitivamente en el espacio interplanetario. En el plazo de pocas semanas, el material presente en la cabellera y la cola es completamente sustituido por material nuevo emitido por el nucleo.
El cometa expulsa gas y polvo prácticamente en todas direcciones, sin embargo los efectos generados por el Sol hacen que las colas de los cometas estén siempre orientadas en dirección opuesta a la de nuestra estrella.
El núcleo del cometa puesde variar entre unos pocos de cientos de metro y algunas decenas de kilometros de diámetro, y los periodos de rotación entre unas pocas horas y varios días.
Los núcleos de los cometas se han formado en las regiones más externas del sistema solar, perdiendo a cada paso por el perihelio unos pocos metros de espesor, por lo que tienen la posibilidad de sobrevivir a cientos o miles de acercamientos al Sol antes de disolverse complentamente.
