La maggior parte dei meteoroidi sono i prodotti del decadimento cometario, sia graduale che, occasionalmente, catastrofico. Whipple fu il primo a proporre il moderno modello del nucleo cometario, cioè un agglomerato omogeneo di polvere e ghiaccio, come una palla di neve sporca. Whipple inoltre sviluppò le equazioni che determinavano la velocità di espulsione di un meteoroide di una certa massa dal nucleo cometario. È questa velocità di eiezione, unita a quella orbitale della cometa, che determina l’orbita iniziale per i meteoroidi generatesi. Se da un lato i dettagli del rilascio dei meteoroidi dalla cometa sono stati affinati, dall’altro, invece, la rappresentazione fisica di base è rimasta intatta.
Quando un nucleo si avvicina al Sole, la massa persa per unità di tempo Г è data da:
dove Rc è il raggio della cometa, S la costante solare, r la distanza eliocentrica del nucleo, H è il calore medio di sublimazione per il ghiaccio e 1/n è la frazione di energia solare in arrivo usata per la sublimazione. A una distanza l dalla superficie del nucleo la pressione su un grano dovuta alle collisioni molecolari libere è:
dove vmol è la velocità molecolare media, la sublimazione è assunta essere confinata nell’emisfero rivolto verso il Sole e l>>Rc.
La forza di trascinamento verso l’esterno sperimentata da un meteoroide dovuta alla chioma di gas è data da:
dove Cd è il coefficiente di trascinamento, pari a 26/9 per una sfera che riemette le molecole impattanti con velocità termiche, e A l’area della sezione d’urto del meteoroide. Così l’accelerazione relativa al nucleo è:
dove mp è la massa del meteoroide, Mc la massa della cometa e G la costante di gravitazione universale. La velocità all’infinito relativa al nucleo è:
dove v0 è la velocità iniziale, assunta generalmente nei calcoli pari a zero, ρc la densità di massa del nucleo cometario, σ il raggio del meteoroide e ρm la densità di massa del meteoroide. Il secondo termine dell’equazione precedente è tipicamente una piccola percentuale del primo termine.
Whipple ha stabilito che la velocità di espulsione di un meteoroide da un nucleo cometario ve è pari a:
dove Rc è il raggio della cometa in km e r la distanza eliocentrica in UA.
Jones ed altri autori dopo aver riesaminato il problema hanno trovato equazioni molto simili, le quali producono velocità di espulsione entro il 10% dai valori di Whipple, partendo dalle medesime condizioni iniziali:
Velocità di eiezione contro distanza eliocentrica secondo il modello di Whipple (linea continua) e Jones (linea tratteggiata) per oggetti di massa 0.01 g e densità pari a 0.8 g/cm3.
Questa rappresentazione è solo un’approssimazione e non tiene conto di ciò che le osservazioni hanno evidenziato come la presenza di getti isolati, rotazioni del nucleo, complessi comportamenti della chioma, etc. In particolare, Steel ha notato l’esistenza di una produzione di gas distribuita, ad esempio la sublimazione non è confinata solo sulla superficie del nucleo, ma ciascuno dei meteoroidi generati contribuisce alla sublimazione immediatamente dopo il rilascio. Ciò è stato dedotto da Steel nel corso di osservazioni della cometa Halley, il quale ha suggerito inoltre che questo potrebbe produrre velocità di espulsione radicalmente differenti da quelle tradizionalmente trovate con la teoria di Whipple.
A questo punto sono state definite le probabili velocità di eiezione, il luogo di espulsione e la più probabile direzione dell’eiezione del meteoroide. Il precedente modello fisico fornisce una stima della velocità di espulsione per una data massa, mentre osservazioni cometarie suggeriscono che l’eiezione dei meteoroidi è improbabile, ma non impossibile, oltre le 4 UA. Si può solamente supporre che la fuoriuscita di meteoroidi è più probabile nell’emisfero della cometa istantaneamente opposto al Sole. La rotazione del nucleo, il trascinamento termico e l’esistenza di regioni di attività isolata modificano questa ultima affermazione. L’informazione su ogni singolo nucleo cometario è insufficiente in molti casi per giustificare una più precisa scelta riguardo alle direzioni di eiezione che potrebbero deviare da una semplice direzione opposta a quella del Sole. Non appena si definisce il luogo di espulsione e la velocità relativa al nucleo, l’orbita iniziale imperturbata di ogni meteoroide può essere definita. L’insieme delle orbite iniziali dà origine allo sciame meteorico.
