Prvním člověkem, který spatřil kometu Encke, se stal známý astronom Pierre Francois Méchain (kromě Enckeovy komety objevil ještě dalších 6 komet a jednu spoluobjevil). Kometu nalezl v souhvězdí Vodnáře 17.1.1786 jako objekt o jasnosti 5m. Pak byla na dva následující oběhy ztracena. Znovu ji objevila v listopadu roku 1795 Caroline Herschelová, když se nacházela asi 2,5° od jasné hvězdy gamma v souhvězdí Labutě. Poté opět na další dva oběhy vypadla a našel ji až 20.10.1805 Jean Luis Pons v souhvězdí Velké Medvědice, když měla jasnost asi 5,5m. Kromě něj ji nazávisle při tomto průletu objevili také Huth a Bouvard. Při dalších třech návratech (ještě se nevědělo, že je to jedna kometa) nebyla pozorována. Povedlo se to až 27.11.1818 a nalezl ji opět Jean Luis Pons, tentokráte jako objekt jasný 8m nacházející se v souhvězdí Paegas. Teprve až francouzský počtář Johann Franz Encke zjistil, že všechny tyto objevy patří jedné kometě, která byla na jeho počest nazvána kometou Enckeovou a ve 20. století dostala přesné označení 2P/Encke. Johann Franz Encke byl též prvním člověkem, který nalezl tzv. negravitační síly v pohybech komet a to právě u komety 2P/Encke (i když je tehdy považoval za důkaz tzv. éteru). Stejně tak upozornil na to, že její dráha se výrazně přibližuje dráze planety Merkur, což by mohlo vést k určení hmotnosti této planety.
Při dalším návratu v roce 1822 byla již kometa 2P/Encke nalezena podle Enckeovy předpovědi. Přiblížení komety k Zemi v roce 1980 se pak pokusili využít k určení velikosti jádra pomocí radarového odrazu astronomové P. Kamoun, O. Ostrom a D. Campbell. K pozorování použili radioteleskop v Arecibu a ze slabé ozvěny odvodili průměr asi 3 km. Díky velkému šumu však činila chyba +4,5 km a -2,5 km, ale i tak se jednalo o hodnotné meření, které navíc dávalo za pravdu tehdejším odhadům velikosti kometárních jader spočtených nebo zjištěných jinými metodami.
V roce 1966 I. T. Zotkin propočítal dráhu tělesa, které způsobilu Tunguzskou katastrofu a na základdě těchto výpočtů upozornil slovenský astronom Ĺubomír Kresák na dráhovou podobnost s meteorickým rojem beta Taurid, jejichž mateřským tělesem je právě kometa 2P/Encke a že tedy Tunguskou katastrofu mohl způsobit úlomek z Enckeovy komety. Někteří však tento dohad zavrhnuli jako nepravděpodobný a dodnes díky hodně velké nepřesnosti určení dráhy průletu tělesa astmosférou zůstává celá otázka nejasná.
Jedná se o kometu, která má nejkratší periodu- 3,3 let a patří do Jupiterovy rodiny komet. Pochází pravděpodobně z Kuiperova pásu. Dráha je velmi podobná asteroidu (2212) Hephaistos. Tisserandův invariant pro tuto kometu- T = 3.02- se nachází na pomezí mezi kometami a asteroidy (komety mají obecně T < 3, asteroidy T > 3). Drábové elementy jsou uvedeny níže.
2P/Encke (2212) Hephaistos
perihel 2003 12 29.880 2004 01 25.190
q 0.338 0.359
Q 4.095 3.972
a 2.217 2.166
e 0.847 0.833
peri. 186.483 208.498
node. 334.592 28.331
incl. 11.768 11.751
P 3.277 3.188
Na prvním obrázku je dráha komety 2P/Encke, na druhém asteroidu (2212) Hephaistos. Růžová část drhy se nalézá pod rovinou ekliptiky, modrá naopak nad rovinou. Červeně je dráha Země, šedě dráha Marsu. Obrázky jsou ve stejném měřítku a polohy všech těles se vztahují k 1.1.2000.
Zemské dráze se dráha komety přibližuje relativně blízko- když kometa míří do perihelu, prochází nad zemskou dráhou a minimální vzdálenost činí asi 24 mil. km. Naopak, když kometa míří od perihelu, prochází pod zemskou drahou a minimální vzdálenost činí asi 27 mil. km. Mnohem více se však přibližuje dáze planety Merkur a to díky tomu, že při průchodu perihelem téměř dráhu Merkuru protíná. Minimální vzdálenost obou drah činí asi 10 mil. km. Na své současné dráze pak stráví kometa 2P/Encke více než 400 000 let díky dlouhodobé stabilitě dráhy.
Díky relativní blízkosti dráhy komety dráze Země, je možné pozorovat na obloze několik rojů, které pocházejí z komety 2P/Encke. Roje jsou však dosti slabé, hodně rozptýlené a obsahují střední až velké částice. Nejsilnějšími jsou jižní (mladší) a severní (starší a rozptýlenější) Tauridy s maximálními frekvencemi kolem 5- ti meteorů v hodině a s obdobím aktivity přesahujícím dva měsíce.
Kometa náleží mezi málo aktivní a to především díky velmi krátké periodě, která má za následek rychlé vyčerpávání těkavých materiálů z jádra. Koma, která s největší pravděpodobností obsahuje více větších částic oproti částicím menším, bývá poměrně rozsáhlá, ale oproti jiným periodickým kometám s poměrně nízkou plošnou jasností. Její průměr se při některých návratech odhaduje až na 250 000 km. Ohon bývá pozorován jen velmi zřídka a je dosti krátký, řádově pouze v milionech kilometrů.
Díky své nízké aktivitě je možné ve větších heliocentrických vzdálenostech pozorovat samotné jádro- tedy neobklopené komou. Pro určení jeho průměru je však nutné použít nepřímé metody, protože vzhledem k malé velikosti zůstává vlastní jádro pod rozlišovací schopností současné techniky. Albedo, které je důležitou vlastností pro určení průměru jádra bylo měřeno mnohými autory a je asi 0,04, což souhlasí s hodnotou přijímanou pro komety obecně. Za předpokladu tohoto albeda pak vycházejí průměry jádra určené různými autory od asi 1,5 km do přibližně 5 km. Z radarových pozorování (Kamou et al., 1982) vychází průměr 1,5 - 4.
Perioda rotace určená různými metodami je 15,2 h a dále, jako méně pravděpodobná 7,3 h. Druhá perioda je však podle nejnovějších pozorování více pravděpodobná a její amplituda je 0,3m ve vizuální oblasti.
Pozorování komety ze sondy SOHO v roce 2000 ukázalo nečekané zjasnění po perihelu. Možné vysvětlení tohoto náhlého zjasnění je následující: Na jádru se nachází dva aktivní regiony, jeden starý s upadající aktivitou, který ale dominuje před perihelem, a druhý mladší, který je naopak aktivní po průchodu perihelem.
V heliocentrických vzdálenostech větších než přibližně 2 AU se kometa chová jako asteroid, tzn. že exponent n určují rychlost zjasňování/slábnutí tělesa při přibližování/vzdálování se k/od perihelu má hodnotu 2- kometa zjasňuje s druhou mocninou vzdálenosti stejně jako každé jiné neaktivní těleso. Absolutní hvězdná velikost je asi 15m. U hranice cca 2 AU (spíš ještě blíže ke Slunci) také začíná produkce vody (u převážné většiny komet je tato hranice 3 - 5 AU) a kometa při přibližování ke Slunci začíná zjašnovat s vyšší hodnotou mocniny n. Absolutní hvězdná velikost se v těchto menších heliocentrických vzdálenostech při jednotlivých návratech různí, ale v zásadě se pohybuje okolo hodnoty 10m.
Někteří autoři (Whipple, Kresák, Vsechsvjatski a další) nalezli rychlý pokles absolutní hvězdné velikosti a na základě tohoto faktu určili datum zániku (či přesněji konec sublimačního období komety) někdy kolem roku 2000. Analýzy provedené v současné době však tyto závěry nepotvrdily. Dřívější milné závěry je možno přičíst na vrub poměrně velké chybě při určení absolutní jasnosti a vzájemné nekonzistentnosti dříve získaných dat.
Kometa je mateřskou pro celý komplex meteorických rojů (viz. výše) a právě díky tomu, že uvolňuje spíše větší částice, mají její meteorické roje vyšší zastoupení jasnějších meteorů. Někteří autoři též navrhují, že některé z v současnosti pozorovaných planetek typu Apollo, pocházejí právě z Enckeovy komety.
Absolutní hvězdná velikost ve větších heliocentrických vzdálenostech je rovna přibližně 15m a jasnost komety se mění s mocninou n = 2. Tato hodnota je typická pro neaktivní tělesa (asteroidy), které pouze odrážejí dopadající sluneční světlo a jejich jasnost se tedy mění se čtvercem vzdálenosti.
V menších vzdálenostech (po objevení se komy) se jasnost mění s vyšší hodnotou n a také absolutní hvězdná velikost je vyšší. Dobře popisují změnu jasnosti po celé dráze následující fotometrické parametry.
M n DT (dny) r (AU) 15.0 2.5 ... - -100 4.10 - 1.81 9.8 10.0 -100 - -45 1.81 - 1.06 10.3 2.8 -45 - 20 1.06 - 0.34 12.3 6.3 20 - 100 0.34 - 1.80 15.0 2.5 100 - ... 1.80 - 4.10
,kde M je absolutní hvězdná velikost, n je fotometrický parametr zjasňování, DT je období, kdy se chová kometa podle uvedených fotometrických parametrů (uvedeno vůči průchodu perihelem) a r je rozsah heliocentrických vzdáleností příslušných uvedenému rozsahu dnů. Data jsou převzata z webovských stránek Seichiiho Yoshidy.
V grafu jsou vyneseny heliocentrické jasnosti komety v závislosti na logaritmu heliocentrické vzdálenosti. Jedná se celkem o 69 vizuálních odhadů získaných v letech 1984, 1987, 1990, 1993, 1994, 1997 a 2000. Růžová čára v grafu je perihelová vzdálenost. Značný rozptyl pozorování je způsoben především tím, že při jednotlivých návratech kometa může dosti výrazně kolísat jak hodnota absolutní hvězdné velikosti tak i fotometrického parametru n. Rovněž pozorování získaná při jednotlivých návratech jsou ovlivněna rozdílnými geometrickými pozorovacími podmínkami. Další rozptyl způsobují aktuální pozorovací podmínky (především světelné znečištění).
V následujícím grafu jsou pak CCD pozorování pořízená v době 8.7.2003 - 6.10.2003. Růžovou čarou je znázorněn datum průchodu perihelem. Červená křivka je teoretická jasnost komety spočtená na základě fotometrických parametrů uvedených výše. Zelená křivka je určená ze 100 CCD pozorování v grafu (M = 15.9m; n = 2.1). Vypadá to, že kometa se zatím stále chová jako neaktivní těleso a k jejímu náhlému 'rozžehnutí' dojde patrně až později.
