Комета — це трохи більше, ніж "брудна сніжка", допоки не наблизиться до Сонця. Ця симуляція показує ядро комети, що рухається еліптичною орбітою, вирощуючи вигнутий пиловий хвіст і прямий іонний хвіст, поки сонячне нагрівання та сонячний вітер зривають матеріал з її поверхні.
Коли комета наближається до Сонця, сонячне випромінювання сублімує лід на її поверхні прямо в газ, вивільняючи захоплений пил. Тиск випромінювання виштовхує цей пил у широкий, вигнутий хвіст, що відстає від орбітального шляху комети, тоді як швидкий сонячний вітер іонізує газ, що виходить, і здуває його у вузький, прямий хвіст, який завжди спрямований прямо від Сонця, незалежно від напрямку руху комети.
Перетягни повзунок орбітальної позиції, щоб провести комету еліптичним шляхом, і спостерігай, як обидва хвости ростуть біля перигелію та зменшуються біля афелію. Змінюй силу сонячного вітру та швидкість утворення пилу, щоб побачити, як кожен хвіст реагує окремо, а ексцентриситет змінює форму орбіти. Натисни "Авто-орбіта", щоб анімувати повний цикл.
Оскільки іонний хвіст завжди спрямований від Сонця, хвіст комети насправді випереджає ядро, а не слідує за ним, на вихідній ділянці орбіти після перигелію — комета віддаляється від Сонця, але її хвіст усе одно тягнеться назовні попереду неї.
Ця симуляція хвоста комети розміщує ядро комети на еліптичній кеплеровій орбіті навколо Сонця, використовуючи рівняння орбіти r = a(1-e²)/(1+e·cos θ) для обчислення відстані до Сонця за будь-якої істинної аномалії θ. Активність сублімації моделюється так, щоб різко зростати при наближенні комети до перигелію, породжуючи два візуально й фізично відмінних хвости: вигнутий пиловий хвіст, що відстає від орбітального шляху через тиск випромінювання, та прямий іонний хвіст, що завжди спрямований прямо від Сонця вздовж радіального потоку сонячного вітру.
Сонячне нагрівання сублімує лід на поверхні ядра, вивільняючи газ і вбудований пил, що формують тимчасову атмосферу — кому. Пилові зерна м'яко виштовхуються назовні й відстають від руху комети, вигинаючись у широкий жовтуватий хвіст, тоді як іонізований газ майже миттєво зноситься набагато швидшим сонячним вітром, утворюючи вузький, прямий, блакитнуватий хвіст, спрямований точно від Сонця.
Перетягни повзунок орбітальної позиції, щоб перемістити комету її шляхом від афелію до перигелію і назад. Сила сонячного вітру масштабує довжину та інтенсивність іонного хвоста, швидкість утворення пилу масштабує пиловий хвіст, а ексцентриситет орбіти змінює, наскільки витягнутим є еліпс. Увімкни Авто-орбіту, щоб побачити анімацію повного циклу автоматично.
Комета Хейла-Боппа, видима неозброєним оком рекордні 18 місяців у 1996-97 роках, показувала третій, слабкий натрієвий хвіст на додачу до пилового й іонного — рідкісна ознака, зафіксована лише у кількох дуже яскравих комет.
Пиловий та іонний хвости комети складаються з різного матеріалу, що реагує на різні сили. Пилові зерна важкі й м'яко виштовхуються назовні тиском випромінювання сонячного світла, тому вони відстають від орбітального руху комети та вигинаються у широкий, часто жовтувато-білий хвіст. Іонізовані молекули газу надзвичайно легкі й майже миттєво зносяться набагато швидшим сонячним вітром, утворюючи вузький, прямий, зазвичай блакитний хвіст, який завжди спрямований прямо від Сонця.
Іонний хвіст формується сонячним вітром — безперервним потоком заряджених частинок, що тече радіально від Сонця зі швидкістю сотні кілометрів за секунду. Оскільки цей потік завжди спрямований від Сонця незалежно від позиції чи швидкості комети, іонізований газ у хвості несеться тим самим радіальним напрямком, утримуючи іонний хвіст спрямованим точно від Сонця в будь-який момент, навіть коли комета віддаляється від Сонця.
Сонячне нагрівання різко зростає, коли комета наближається до перигелію (найближчої точки до Сонця), приблизно за обернено-квадратичною залежністю від відстані. Це посилене нагрівання сублімує поверхневий лід прямо в газ, вивільняючи набагато більше пилу й газу за одиницю часу, що різко подовжує й яскравить обидва хвости — інколи до десятків мільйонів кілометрів — перш ніж вони знову зменшуються, коли комета віддаляється.
Кома — це тимчасова, приблизно сферична хмара газу й пилу, що оточує тверде ядро комети, щойно сонячне нагрівання починає викликати сильну сублімацію, зазвичай у межах кількох а.о. від Сонця. Вона може вирости набагато більшою за саме ядро — інколи більшою за планету — і є джерельним матеріалом як для пилового, так і для іонного хвостів.
Більшість спостережуваних комет справді рухаються дуже ексцентричними еліптичними орбітами, оскільки саме це робить їхні близькі проходження повз Сонце драматичними й видимими із Землі. Короткоперіодичні комети з поясу Койпера мають дещо менш екстремальні ексцентриситети, ніж довгоперіодичні комети з хмари Оорта, чиї ексцентриситети можуть наближатися до 1 (майже параболічні), що відображає їхнє походження далеко за межами планет.