El Cometa

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Los Cometas

De los aproximadamente 5.400 cometas detectados hasta la fecha, el Halley pasará sin duda a la historia como el más significativo. Apareció por primera vez en las crónicas chinas en el año 239 a.C., y volvió a aparecer en 1066, lo que fue interpretado por Guillermo el Conquistador como un buen augurio para invadir Inglaterra. También está representado en el tapiz de Bayeux. En el siglo XVII, tras cruzar datos históricos sobre cometas, Sir Edmund Halley llegó a la conclusión de que el que apareció en 1531, 1607 y 1682 volvería en 1758. Murió antes de ver realizada su predicción, y se dio su nombre al objeto, que sabemos que regresa cada 75-76 años.

Hoy en día, la forma de referirse a los cometas ha cambiado: ya no se atribuye totalmente al descubridor su descubrimiento, salvo en el lenguaje cotidiano. Desde 1995, la Unión Astronómica Internacional (UAI) ha desarrollado un sistema de registro preciso. En primer lugar, los cometas reciben un prefijo: C/ para los cometas con un periodo superior a 200 años; P/ para los cometas con un periodo corto (inferior a 200 años, o para los que se han observado varios retornos de forma fiable); más raramente, X/ para los cometas cuya órbita no se ha determinado, y D/ para los cometas extintos. A continuación se indica el año, una letra mayúscula que identifica el semestre en el que se realizó el descubrimiento y, a continuación, un número que indica el orden de descubrimiento dentro de ese semestre. Por último, se añaden opcionalmente los nombres (dos como máximo) del descubridor o descubridores para respetar la tradición.

Por ejemplo, el segundo cometa descubierto en la segunda quincena de marzo de 1993 por Eugene y Carolyn Shoemaker y David Levy se registró como D/1993 F2 (Shoemaker-Levy). Es el noveno que lleva su nombre, y su particularidad es que fue capturado por el planeta Júpiter, alrededor del cual orbita y al que se aproxima desde la década de 1970. Un paso a menos de 50.000 kilómetros de la superficie en 1992 llegó a romperlo en una veintena de fragmentos centelleantes, que finalmente se estrellaron contra el planeta entre el 16 y el 22 de julio de 1994, ante las cámaras de la sonda Galileo. Para los astrónomos, fue un acontecimiento histórico.

El cometa C/1995 O1, avistado por dos astrónomos aficionados estadounidenses, Alan Hale y Thomas Bopp, sorprendió a los científicos por su gran actividad. Alcanzó la magnitud 11 a 7,15 unidades astronómicas (UA), a más de mil millones de kilómetros del Sol. A tal distancia, pocas estrellas son tan brillantes. El telescopio Hubble ha estimado el tamaño de su núcleo en unos cuarenta kilómetros de diámetro, lo que lo convierte en uno de los mayores cometas conocidos. A finales de 1996, Hale-Bopp se acercó a la Tierra y se hizo cada vez más luminoso, alcanzando su cabeza la magnitud -1. Entonces era visible incluso desde grandes ciudades como París y Nueva York. Permaneció observable sin instrumentos durante un año. Durante el paso al perihelio, aparecieron numerosos chorros de gas y polvo. Mientras que la mayoría de los cometas tienen dos colas distintas, el Hale-Bopp apareció con una cola adicional formada por sodio. También se descubrieron nuevas moléculas en estas colas, lo que proporcionó información valiosa sobre la composición de los cometas y, por tanto, sobre su origen.

Estructura

Un cometa se compone generalmente de cuatro partes: el núcleo, la cabellera o coma, y dos colas distintas, una cola de plasma y una cola de polvo.

El destino del Shoemaker-Levy demostró que la densidad del núcleo era muy baja y que los efectos de las mareas podían romperlo en varios pedazos. En diciembre de 2013, el cometa Ison sufrió el mismo destino cuando pasó a 1,2 millones de kilómetros del Sol. Lovejoy, en diciembre de 2011, fue uno de los pocos supervivientes del grupo Kreutz de cometas cuyas órbitas rozan la superficie solar. La mayoría de los miembros de este grupo se rompen en varios pedazos al pasar por el perihelio. La estructura del núcleo cometario es bastante frágil. Al igual que los asteroides, se formó por la acreción de restos de la nebulosa original en la que se formó el sistema solar. Su densidad es baja, del orden de 0,25 a 1,2 g/cm3, lo que significa que el material cometario, formado por hielo, compuestos orgánicos y polvo de silicatos, debe ser muy poroso. Su superficie, muy oscura e irregular, refleja sólo entre el 3 y el 4% de la luz que recibe. Gira sobre sí mismo durante periodos que oscilan entre varias horas y varios días. Ninguno de los seis núcleos cometarios observados se parecía a otro, ni en tamaño ni en forma.

La cabellera, o coma, es la delgadísima atmósfera que rodea al núcleo. Aparece cuando el cometa se activa al acercarse al Sol: los componentes volátiles se subliman bajo la acción de la radiación solar y arrastran consigo el polvo del núcleo. Este fenómeno no es uniforme en todo el núcleo: algunas regiones son más activas que otras. Las moléculas formadas tienen una vida relativamente corta, ya que se disocian en radicales, átomos e iones bajo la acción de la radiación ultravioleta. Es en este momento cuando pueden realizarse observaciones de la composición química.
Los gases y el polvo de los pelos solares están sometidos a la gravitación y la radiación solares, lo que da lugar a la formación de dos colas visibles distintas que pueden extenderse varios millones de kilómetros. El polvo formará una estela, a menudo de forma curva. Los granos de polvo, expulsados hacia la cabellera a velocidades del orden de unos cientos de metros por segundo, forman una cola amarilla muy visible bajo la presión de la radiación solar. Ésta sigue al cometa en su órbita.

La otra cola recta, menos visible, es de color azul. Conocida como «cola de plasma», está formada por iones procedentes de gases ionizados por la radiación ultravioleta solar. Estos iones se aceleran a velocidades muy altas, de unos 400 kilómetros por segundo. En cambio, un cometa sólo se desplaza a velocidades de unas decenas de kilómetros por segundo. En consecuencia, la cola de plasma casi no se ve afectada por el movimiento del cometa, y está constantemente orientada en dirección opuesta al Sol.

Composición química

Dado que los cometas se formaron en ambientes fríos, a temperaturas inferiores a -170 0C, han sufrido pocos cambios químicos, excepto en su superficie si han sido bombardeados por rayos ultravioleta o protones cósmicos. Los objetos más grandes pueden haber sufrido cambios internos como consecuencia del calor generado por la desintegración de elementos radiactivos. Aparte de estos casos, la composición de los cometas proporciona información esencial sobre el origen y la formación del sistema solar, ya que son los restos de los planetesimales cuya aglomeración dio lugar a la formación de los planetas. También son importantes para comprender la composición de la nebulosa primitiva en las regiones donde se aglomeraron.

Su composición química se estudia más a menudo mediante observaciones espectroscópicas de su vello, que aparece cuando ciertos elementos comienzan a sublimarse. El agua no es necesariamente el primer elemento que se vaporiza al acercarse al Sol. El monóxido de carbono y el dióxido de carbono son elementos más volátiles, y pueden generar actividad cometaria más allá de tres unidades astronómicas (450 millones de kilómetros), como ocurrió con el cometa Hale-Bopp. Otros resultados sobre la composición química se han obtenido gracias a misiones espaciales que han podido recoger muestras de granos cometarios.

El núcleo está compuesto principalmente por roca y hielo. Estos últimos contienen un 80% de agua, seguida en orden de importancia por las moléculas CO,CO2, CH3OH, CH4,H2S y NH3. Éstas son las moléculas que se encuentran en el hielo interestelar. Cuanto más complejas son las moléculas, más difíciles son de detectar. La molécula cometaria más compleja identificada hasta la fecha mediante espectroscopia es HOCH2CH2OH (etilenglicol). El análisis en laboratorio de los granos recogidos por la sonda Stardust de la NASA también ha identificado la glicina, un aminoácido.

El polvo cometario se divide en dos categorías principales: granos orgánicos ricos en carbono, hidrógeno, oxígeno y nitrógeno, y granos minerales compuestos de silicatos y metales. Esta composición elemental recuerda a la de las condritas carbonáceas, a su vez representativas de la composición elemental del Sol. Algunos silicatos se formaron a temperaturas muy elevadas, como se desprende de su forma cristalina. Otros silicatos, como los olivinos y los piroxenos, son amorfos y probablemente se formaron a temperaturas más bajas, como los silicatos que se encuentran en las regionesde formación instar. La misión Stardust también informó de compuestos formados a altas temperaturas, como inclusiones refractarias ricas en calcio y aluminio, y condrúculas. Estas formas minerales estaban presentes en las regiones centrales de la nebulosa primitiva, mientras se formaba el Sol.

Según los estudios realizados hasta ahora, no hay dos cometas iguales. El hecho de que contengan elementos procedentes tanto de regiones muy calientes como de entornos muy fríos demuestra que la materia de la nebulosa primitiva se mezclaba radialmente, desde el centro hasta la zona donde se formaron los cometas, a gran distancia del Sol.

Órbitas

Mientras que los planetas y la mayoría de los asteroides tienen órbitas circulares, los cometas tienen órbitas muy excéntricas. Adoptan la forma de elipses alargadas, parábolas o incluso hipérbolas. Además, a diferencia de los planetas y los asteroides, la mayoría de los cometas orbitan formando un ángulo con el plano de la eclíptica. Pueden moverse de forma prógrada (en la misma dirección que los planetas y el Sol) o retrógrada.

Determinar la órbita cometaria es importante para predecir y realizar observaciones en las mejores condiciones posibles, preparar una misión espacial para encontrarse con un objeto de este tipo, estimar la posibilidad de impacto con la Tierra y determinar el origen de los cometas.

Hasta 1996, había dos categorías principales de cometas: los que tenían periodos orbitales de más de 200 años se denominaban «cometas de periodo largo», y los que tenían periodos orbitales de menos de 200 años, «cometas de periodo corto». Este esquema de clasificación se ha revisado de acuerdo con los modelos más recientes sobre el origen y la evolución dinámica de los cometas. La principal división entre cometas viene definida por el parámetro de Tisserand, T, que es una medida de la influencia de Júpiter en la dinámica del cometa. Los cometas para los que T<2 se denominan cometas «casi isótropos» porque tienen una distribución de inclinaciones bastante uniforme. Entre ellos se encuentran los cometas de período largo y los de la familia Halley. Los cometas con T>2 se denominan cometas «eclípticos» porque su órbita se mantiene próxima al plano de la eclíptica. Incluyen objetos de la familia de Júpiter y los centauros, pequeños objetos que se originaron en los cinturones de cometas del borde del sistema solar y que ahora navegan entre Júpiter y Neptuno. En 2006, se creó una nueva categoría después de que los astrónomos observaran una pequeña actividad cometaria en una docena de asteroides del cinturón principal, entre Marte y Júpiter. Esta categoría se conoce como «Cometas del Cinturón Principal».

Las órbitas de los cometas no siempre son tan estables como las del cometa Halley. Las perturbaciones provocadas por la presencia de objetos masivos como Júpiter y Saturno, o por violentas eyecciones de gas de sus núcleos, pueden alterar sus trayectorias. Éste fue el caso del 67P/Chourioumov-Guerassimenko, cuyo perihelio se fue acercando al Sol cada vez que pasaba cerca de Júpiter. De 4 unidades astronómicas en 1840, descendió gradualmente hasta 1,29 unidades astronómicas. Desde 1959, esta distancia ha cambiado muy poco.

Estas perturbaciones han expulsado muchos cometas del Sistema Solar. ¿Significa esto que objetos procedentes de otras estrellas pueden haber abandonado su propio sistema y viajado hasta nosotros? Ciertamente, se han observado nubes de cometas alrededor de estrellas como Beta Pictoris, a 63 años luz, y Fomalhaut, a 25 años luz. Pero ninguno de los observados hasta ahora parece tener un origen extrasolar, con la posible excepción del cometa 96P/Machholz, cuya composición química es anómala en comparación con todos los demás conocidos.

Orígenes

Los cometas conocidos se formaron en dos lugares situados en el borde del Sistema Solar: el Cinturón de Kuiper y la Nube de Oort. El primero es un anillo situado más allá de la órbita de Neptuno, que se extiende más de 20 unidades astronómicas. El cinturón de Kuiper no es sólo un depósito de cometas, sino también de miles de millones de pequeños cuerpos helados. Según la hipótesis formulada por el astrónomo estadounidense Gerard P. Kuiper en la década de 1950, se trata de fragmentos helados que se cree que son restos del disco de gas y polvo en el que se formó el sistema solar. Plutón, descubierto en 1930, es actualmente el mayor objeto de esta gran familia, cuya presencia no se reveló hasta la década de 1990 debido al pequeño tamaño de sus objetos.

La otra reserva de cometas se encuentra más allá del Cinturón de Kuiper. Se cree que la nube de Oort, llamada así por el astrónomo holandés que planteó la hipótesis de su existencia en los años 50, contiene más de un billón de cometas, pero nunca se ha observado directamente. Los cometas que escapan de ella suelen tener órbitas largas y elípticas. De forma esférica, abarca todo el sistema solar a una distancia de 20.000 unidades astronómicas. Se calcula que los pequeños cuerpos helados que lo habitan tienen entre tres y siete veces la masa de la Tierra. Se cree que se formó hace 4.500 millones de años, después de que los planetas gigantes perturbaran el disco de gas y polvo que formó el sistema solar. Según el «modelo de Niza», estos planetas se volvieron inestables tras su formación y expulsaron a Neptuno hacia la única reserva de cometas que existía entonces. Esta irrupción impulsó miles de millones de objetos hacia el Sol, que bombardearon los planetas interiores, incluida la Tierra. Otros permanecieron en su lugar, formando el Cinturón de Kuiper, y miles de millones más fueron catapultados a decenas de miles de unidades astronómicas de distancia, formando la Nube de Oort.

¿Cómo pueden escapar los objetos helados de estas dos regiones? Sus órbitas pueden verse perturbadas por varias influencias gravitatorias: la proximidad de planetas gigantes al cinturón de Kuiper y al lado interior de la nube de Oort, y en su extremo el paso de una estrella de la vecindad solar, que ocurre cada 100.000 años, o los efectos de marea que se producen a escala galáctica. Los objetos cuyas órbitas se han vuelto inestables por estas influencias transitan por las distintas zonas de la nube de Oort, hasta que son expulsados hacia el interior o el exterior del sistema solar.

Destino

Cada vez que pasa cerca del Sol, un cometa puede desprender capas de varias decenas de centímetros a varios metros de espesor. Una vez que el cometa ha agotado sus elementos volátiles, ya no puede observarse más actividad, y el núcleo, ahora extinto, continúa su trayectoria a través del Sistema Solar, de forma similar a un asteroide.
El paso al perihelio también puede ser fatal para algunos núcleos muy frágiles que no pueden resistir los efectos de marea causados por el Sol. El cometa West, observado entre agosto de 1975 y enero de 1976, se rompió en cuatro pedazos a 30 millones de kilómetros de nuestra estrella. Este destino no es infrecuente para los pequeños cometas llamados sungrazers, cuyas órbitas rozan la superficie del Sol.

Excepcionalmente, a escala humana, un cometa puede colisionar con otro objeto, ya sea un asteroide o un planeta, como fue el caso del Shoemaker-Levy 9 con Júpiter en julio de 1994.

Preguntas y respuestas relativas a los cometas

Estas son algunas de las cuestiones clave:

¿Qué diferencias hay entre los cometas y los asteroides?

Al igual que los cometas, los asteroides han sufrido pocas alteraciones desde la formación del sistema solar, y algunos tipos tienen una composición muy similar. Sin embargo, contienen muy pocos elementos volátiles y no desarrollan una cola al acercarse al Sol. Las órbitas peculiares de algunos asteroides cercanos a la Tierra (NEO) sugieren que son antiguos cometas cuyo hielo se ha sublimado en su totalidad. Pero los asteroides a veces guardan algunas sorpresas, como Quirón, un centauro de 166 kilómetros de diámetro que orbita entre Saturno y Urano y que tuvo actividad cometaria. En 1996, el Observatorio Europeo Austral de La Silla (Chile) divisó un cometa en medio del cinturón de asteroides, entre Marte y Júpiter. En realidad, se trataba de un asteroide que había estado brevemente activo como cometa tras un impacto, y cuyos fragmentos se dispersaron tras él.

¿Los cometas trajeron agua a los océanos?

Desde principios de los años 90, esta teoría ha sido habitual en el debate sobre el origen del agua terrestre. Como el agua, en forma de hielo, es el componente principal de los cometas, y éstos existen por decenas de miles de millones, podrían haber bombardeado la Tierra a gran escala durante los primeros tiempos del sistema solar. Estos icebergs gigantes habrían liberado las moléculas que dieron origen a la vida cuando chocaron contra nuestro planeta, que estaba en formación, seco y aún muy caliente. La medición de la relación deuterio-hidrógeno ayuda a determinar si el agua de los cometas es la misma que la de los océanos. La mayoría de los cometas estudiados, incluido el 67P/Churumov-Guerassimenko, muestran valores muy distintos. En 2010, sólo el telescopio espacial Herschel detectó valores muy próximos a los de los océanos de la Tierra en el cometa Hartley 2, originario del cinturón de Kuiper.

¿Llevan vida los cometas?

La glicina traída del cometa Wild 2 por la sonda Stardust es el primer aminoácido jamás descubierto. Sin este componente básico de las proteínas, los organismos no podrían reproducirse. Ya se han encontrado otros aminoácidos en meteoritos, lo que alimenta la teoría de que la vida se originó extraterrestremente, tras numerosos impactos en la superficie de la Tierra. La cuestión es si la mayoría de estas moléculas se formaron en la Tierra o en el espacio. Los cometas podrían haber traído a la Tierra la cantidad de material carbonoso necesaria para construir estas moléculas, a razón de mil millones de toneladas al año en la época del bombardeo masivo. Simulaciones recientes muestran también que los aminoácidos podrían haber sido fabricados por los cometas cuando chocaron contra la Tierra.

Exploración espacial

Aunque las observaciones desde tierra han desempeñado un papel fundamental en los descubrimientos, las misiones espaciales han sido cruciales para avanzar en nuestro conocimiento de los cometas. El satélite Soho (Observatorio Solar y Heliosférico) de la NASA y la Agencia Espacial Europea (ESA), cuyo principal objetivo es estudiar el Sol, ha detectado cerca de 2.900 cometas desde 1995. Su coronógrafo enmascara en gran medida la luz de la estrella, permitiendo que los cometas aparezcan en este entorno, mientras que antes eran invisibles desde la Tierra. Los astrónomos aficionados y profesionales se encargan entonces de determinar la órbita de estos viajeros.
Desde 1986, se han estudiado de cerca seis núcleos cometarios. La sonda europea Giotto visitó el cometa Halley. Envió imágenes de la superficie, que mostraban una corteza oscura y densa con hielo debajo. También detectó silicatos y elementos orgánicos a su paso por los chorros de gas y el polvo del cometa.

En 2001, la misión Deep Space 1 de la NASA, en ruta hacia el asteroide Eros, pasó a menos de 2.000 kilómetros del cometa Borrelly, observando sus chorros de gas y polvo. En 2004, la sonda Stardust sobrevoló el cometa Wild 2 y capturó muestras, entre ellas los primeros aminoácidos, que llegaron a la Tierra en 2006. Menos oscuro que el Halley, el Wild 2 habría pasado cerca del Sol menos veces y, por tanto, estaría menos evolucionado.

En 2005, la sonda Deep Impact de la NASA sobrevoló y bombardeó el cometa Tempel 1 con un módulo de 370 kg para observar los resultados del impacto. La superficie no presentaba una estructura homogénea, ya que algunas partes mostraban cráteres y relieves y otras eran perfectamente lisas, como nunca se había observado antes. La composición química, y en particular la proporción entre polvo y vapor de agua, mostraba que el polvo era una parte importante del cometa. La sonda Stardust sobrevoló el cometa por segunda vez en 2011 para completar la cartografía de su superficie.

En 2010, Epoxi, la continuación de la misión Deep Impact, pasó a menos de 700 kilómetros de la superficie de Hartley 2, un pequeño cometa cuya gran actividad se distribuye de forma desigual por su superficie. Se analizaron varios tipos de hielo.

En 2014, tras un viaje de diez años, la sonda Rosetta de la ESA llegó cerca del cometa 67P/Chourioumov-Guerassimenko, alrededor del cual orbita para analizarlo. En noviembre, un módulo de aterrizaje Philae de 100 kg se posó en el núcleo para analizar su estructura (física) y composición (química), mediante un taladro. Entre otras cosas, detectó nuevas moléculas orgánicas, mientras que la sonda Rosetta reveló que el cometa tiene forma de «pato», con una especie de cuello, y una superficie muy sorprendente. Algunas partes son lisas, otras muestran acantilados, uno de los cuales tiene 900 metros de altura. Aunque no hay viento ni atmósfera alrededor del núcleo, se han observado montículos parecidos a dunas. La sonda enviará resultados hasta diciembre de 2015, después de que el cometa pase por su perihelio en agosto de 2015.

Revisor de hechos: EJ

El Cometa

Los cometas se clasifican entre los cuerpos pequeños del sistema solar. Sus propiedades físicas y químicas son heterogéneas, así como las masas, tamaños y geometrías de sus núcleos. Las formas identificadas como “cabeza” y “cola” de un cometa son también muy diversas, pero su propiedad común es la época de su aparición: la época de la formación del sistema solar, que dejó sus huellas materiales en su composición, en la superficie de sus núcleos y en las corrientes de polvo y gas emitidas al espacio circundante cuando se acercan al sol.Entre las Líneas En comparación con los planetas, los núcleos de los cometas son muy pequeños, pero los efectos que crean cubren distancias comparables a la escala de las órbitas planetarias.

En los documentos históricos, la aparición de cometas siempre se ha atribuido a acontecimientos importantes. El cometa Halley se menciona por primera vez en las antiguas crónicas griegas en el año 468-466 a.C. y, al mismo tiempo, se anota en los registros chinos. Sólo en 1531 y 1607 se empezó a registrar la aparición del cometa Halley en los calendarios juliano y gregoriano, respectivamente.

Puntualización

Sin embargo, antes de Edmond Halley (1656-1742), los cometas no se consideraban objetos relacionados con el sistema solar. Según Aristóteles (384-322 a.C.), los cometas no eran fenómenos astronómicos, sino eventos atmosféricos. A diferencia de los planetas, su aparición era imprevisible, al igual que su movimiento, que no estaba relacionado con las constelaciones zodiacales, donde se mueven todos los planetas. Los cometas aparecían de “ninguna parte” y desaparecían a “ninguna parte”. Todo esto llevó a Aristóteles a afirmar que los cometas eran vapores que se elevaban desde la Tierra y se acumulaban en la parte superior “inflamable” de la atmósfera, donde se consumían lentamente.

Pasaron siglos hasta que Lucio Séneca (4 a.C.-65 d.C.) fue el primero en afirmar que el movimiento de los cometas fuera del cinturón zodiacal no es una razón para excluirlos como objetos astronómicos y que el cometa es un producto eterno de la naturaleza.

Luego llegó otra época. Por ejemplo, en 1578, Andreas Celichius criticó las ideas de Aristóteles y consideró que el cometa era “el humo espeso de los pecados humanos, que se eleva cada día, cada hora, cada momento, lleno de hedor y horror ante el rostro de Dios, y que se vuelve gradualmente tan espeso como para formar un cometa, con trenzas rizadas y chapadas, que al final es encendido por la ira caliente y ardiente del Supremo Juez Celestial” (citado de una reseña de Hughes, 1986).

Alrededor de 1740, el cometa Halley se convirtió en uno de los catalizadores dominantes en el desarrollo de la astronomía, y sigue siendo objeto de intensas investigaciones. La aparición del cometa Halley en 1758-1759 fue predicha por los cálculos de Edmond Halley y el posterior trabajo de Newton.

Observación

Además de su interés científico, hay dos razones adicionales para el interés público en el cometa.Entre las Líneas En primer lugar, el cometa Halley regresa aproximadamente cada 76 años. El intervalo entre los retornos no es tan largo como para que se pierda el interés por el acontecimiento, y tampoco es tan corto como para que la aparición de un gran cometa se convierta en un fenómeno trivial.Entre las Líneas En segundo lugar, aunque la mayoría de los cometas no son lo suficientemente brillantes como para atraer la atención de la gente común, sí lo son para ser vistos a simple vista por un astrónomo aficionado curioso. El cometa Halley pertenece a los cometas más brillantes de período corto (aquellos con períodos orbitales inferiores a 200 años).Entre las Líneas En el siglo XVII se le llamaba Cometa de Lacaille, en honor al abate francés Nicolas-Louis de Lacaille.

Puntualización

Sin embargo, en el momento de su regreso, en 1835, el nombre de cometa Halley ya era generalmente aceptado.

El cometa Halley (1P/Halley), uno de los mayores cometas de período corto, estaba destinado a desempeñar dos veces un papel importante en la investigación de los cometas. Primero fue el trabajo de Edmond Halley, que observó un cometa en 1682 en Londres y posteriormente dedicó toda su vida a los cometas. Halley fue el primero en establecer la periodicidad de la aparición de 1P/Halley y de otros cometas y en crear herramientas analíticas para la investigación cometaria. Consiguió atraer a Newton a este trabajo. La historia del problema se describe con detalle en Hughes (1986). Es interesante destacar la conclusión de Newton, escrita en sus Principia: “Los cuerpos de los cometas son sólidos, compactos, fijos y duraderos, como los cuerpos de los planetas”. Probablemente Newton llegó a esta conclusión principalmente porque el cometa 1680/1 se conservó después de pasar su perihelio, que estaba muy cerca del sol. Al mismo tiempo, Newton también escribió que, al acercarse al sol, la cabeza del cometa comienza a evaporarse en el medio del éter,

y esas partículas reflectantes calentadas por esta acción, calientan la materia del éter que está involucrada con ellas. Esa materia se enrarece por el calor que adquiere, y debido a que, por esta rarefacción, disminuye la gravedad específica con la que antes tendía hacia el Sol, ascenderá desde allí, y llevará consigo las partículas reflectantes de las que se compone la cola del cometa.

La segunda vez que el cometa Halley apareció en las primeras páginas de las publicaciones científicas fue 300 años después, en 1986, cuando se convirtió en el primer cometa cuyo núcleo fue explorado por una nave espacial. Los estudios históricos de 1P/Halley (1986) realizados por las misiones Vega, Giotto y Suisei supusieron un gran avance en la física cometaria. Desde entonces, las naves espaciales han explorado otros ocho cometas. Una de las conclusiones más significativas es la complicada física de los cometas, que indica la gran diversidad de estos objetos. Las diferencias en las propiedades físicas de los cometas sugieren la extrema complejidad de las propiedades físico-químicas del entorno donde se originaron.

Por último, otro problema evidente que no puede resolverse sin el uso de una nave espacial es la exploración del relieve, la morfología y la composición detallada de las distintas partes de los propios núcleos. A este respecto, los resultados de los estudios del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (67P/CG) realizados por la misión Rosetta superaron todas las expectativas. También se esperaba que estos estudios pudieran realizarse directamente en la superficie del núcleo, pero el infructuoso aterrizaje de la nave Philae en 2014 supuso un decepcionante fracaso. Es necesario seguir desarrollando este tipo de investigaciones.

Las masas de los núcleos cometarios son millones de veces menores que las masas de los planetas.Entre las Líneas En sentido figurado, los estudios de los núcleos cometarios pueden considerarse como investigaciones de cuerpos cósmicos de pequeña masa con un enorme bagaje científico. Al preparar la misión Vega, uno de los participantes franceses comparó el interés por los cometas con los efectos del perfume: “Pequeñas cantidades de sustancia que dan lugar a fuertes emociones”.

Los estudios de las naves espaciales sobre los núcleos cometarios destacan por la heterogeneidad de los resultados obtenidos. Es bien sabido que las colas cometarias contienen plasma y polvo, e invariablemente vapor de agua, monóxido de carbono y dióxido de carbono, así como muchos iones, átomos y moléculas variables, en la coma y la cola.

Puntualización

Sin embargo, lo más frecuente es que cada cometa tenga una composición única. Se cree que la abundancia relativa de deuterio (la relación D/H) caracteriza no sólo las condiciones físicas en el momento en que se formó el cuerpo, sino también el papel de los cometas en la creación parcial de la hidrosfera terrestre, y la relación D/H parece ser heterogénea entre los cometas. La comparación de las propiedades morfológicas de la superficie de los núcleos cometarios -por ejemplo, las superficies de los núcleos de 67P/CG, 1P/Halley, 19P/Borrelly y 103P/Hartley-2- sugiere la complejidad y la extrema heterogeneidad de sus procesos de formación, y el núcleo de un cometa sólo puede estudiarse desde un laboratorio espacial situado cerca o desde una sonda que descienda hasta la superficie del núcleo.

Un papel importante lo desempeñan las observaciones a largo plazo del cometa y sus emisiones realizadas desde naves espaciales de aterrizaje o de órbita baja. A veces los resultados obtenidos son sobresalientes, como, por ejemplo, en el caso de las emisiones locales de oxígeno del núcleo de 67P/CG (presumiblemente oxígeno de origen relicto) o la presencia de diferentes componentes enriquecidos de forma diferente con varios isótopos de azufre. Aunque los núcleos cometarios suelen dividirse en tipos según el material expulsado (principalmente componentes de gas o polvo), hasta la fecha no se ha completado una clasificación detallada de los núcleos cometarios.

El peligro de los meteoritos asociado (véase qué es, su concepto jurídico; y también su definición como “associate” en derecho anglo-sajón, en inglés) a los cometas es ampliamente conocido. La probabilidad de que se produzcan estos eventos no es alta, aunque el evento de 2013 en la región de Cheliábinsk (cerca del lago Chebarkul) fue un fuerte recordatorio de la posibilidad.

El cometa Halley (1P/Halley) tiene numerosas franjas, chorros y “rayos” formados por flujos de gas y polvo asociados a fuentes separadas en la superficie del núcleo. La rotación relativamente lenta del núcleo provoca la aparición de cúmulos de material recurrentes.

Movimiento de los cometas

Los cometas son principalmente subproductos de la formación del sistema solar (examine más sobre todos estos aspectos en la presente plataforma online de ciencias sociales y humanidades). Fueron sometidos a la acción gravitatoria de cuerpos mucho más masivos que los lanzaron a la periferia del naciente sistema solar. Los estudios indican que los cometas proceden de dos zonas principales: el Cinturón de Kuiper y el Disco Disperso, dos sistemas conectados y aplanados que se extienden desde 38 UA (cerca de la órbita de Plutón) y hasta 100 UA. Las órbitas en el Cinturón de Kuiper son relativamente estables, y en el Disco Disperso, por el contrario, la estabilidad de las órbitas es limitada. De ahí que la mayoría de los cometas, incluidos los de baja masa, se desplacen gradualmente desde el Disco Disperso hasta la zona de órbitas de los planetas exteriores. Se denominan centauros. Tras pasar a órbitas más bajas (más cercanas al sol), aparecen en el firmamento como cometas de periodo corto (por ejemplo, 103P/Hartley-2).

Basado en la experiencia de varios autores, mis opiniones, perspectivas y recomendaciones se expresarán a continuación (o en otros lugares de esta plataforma, respecto a las características en 2026 o antes, y el futuro de esta cuestión):

Además del Cinturón de Kuiper y del Disco Disperso, existe otra fuente de cometas.

Más Información

Las interacciones gravitatorias en el naciente sistema solar condujeron a la formación de una gigantesca esfera periférica de cuerpos celestes, la Nube de Oort, que incluye varios billones de núcleos cometarios de diferentes masas. Se calcula que su masa total es unas cinco veces la de la Tierra, unos 3 ∙ 1025 kg. Se cree que el límite interior de la Nube de Oort se encuentra a una distancia de 2.000 a 5.000 UA, mientras que el límite exterior de la Nube de Oort está a 50.000 UA (es decir, a unos 0,8 años luz). Se cree que enormes enjambres de cuerpos parecidos a cometas orbitan alrededor del sol en estas regiones distantes, cada uno en una órbita aproximadamente circular. La distancia media entre ellos es de varias decenas de millones de kilómetros, comparable al semieje mayor de la órbita de Mercurio. Los efectos gravitacionales de las estrellas y galaxias aquí son similares a la débil influencia del sol y son capaces de cambiar la órbita del cuerpo y dirigirlo hacia el sol. A lo largo de millones de años de movimiento, dicho cuerpo aparece en el firmamento como un nuevo cometa de período largo. El nombre de un cometa de este tipo incluye la letra C: por ejemplo, el cometa C/1999 F. Su destino no sólo depende de lo cerca que el cometa se acerque al sol en el perihelio, sino también de la interacción accidental con los planetas masivos, que afecta a su momento de movimiento. Como resultado, en un futuro lejano, el cometa se convierte en un cometa de período corto (por ejemplo, 67P/CG), o puede ser expulsado permanentemente del sistema solar, o incluso puede colisionar con el sol u otro cuerpo. Debido al intercambio de momento angular, las órbitas de los cometas de período corto también son inestables.

Las órbitas de los cometas suelen ser elipses muy alargadas, con un semieje mayor muy largo a, una excentricidad significativa de la órbita ε que alcanza la unidad (ε = 1 en el caso de una órbita parabólica cuando a = ∞), y una inclinación i respecto al plano de la eclíptica. Si ε > 1, la órbita se convierte en hiperbólica, y el cometa se alejará para siempre. Aunque el cometa McNaught (2007) tenía ε = 1,000019, debido a pequeños cambios en su órbita, siguió siendo un cometa de período largo, con un período de 92.600 años. El cometa de período largo West tiene su afelio situado a 70.000 UA, y su período es de 6 millones de años. Las órbitas de los planetas sólo están ligeramente inclinadas hacia la eclíptica (el plano de la órbita de la Tierra), pero las órbitas de los cometas procedentes de la Nube de Oort se distinguen por el hecho de que pueden tener cualquier inclinación i.

Lejos del sol, un cometa se mueve a lo largo de una órbita idealmente elíptica, que puede determinarse si hay al menos tres observaciones exactas consecutivas. La órbita así obtenida se denomina elipse osculante y se representa por secciones de un cono.

Puntualización

Sin embargo, en la zona de los planetas, la órbita cambia inevitablemente tanto que es imposible reproducirla con secciones cónicas, y la órbita oscilante se convierte en una idealización condicional. Debido al movimiento orbital de la Tierra, la trayectoria visible del cometa está representada por una secuencia de bucles. La dinámica de los cometas ha sido considerada por muchos autores.

El movimiento orbital de los cometas sigue las tres leyes de Kepler:

• La órbita es una sección cónica (elipse, parábola, hipérbola), siendo uno de los focos el sol (más precisamente, el baricentro del sistema).
• En el movimiento orbital, el radio-vector (la línea que une el cuerpo con el sol) cubre áreas iguales en un tiempo igual.
• Los cuadrados de los períodos P de revolución de los cuerpos celestes alrededor del sol son proporcionales a los cubos de los grandes semiejes a de sus órbitas (es decir, la relación P2/a3 es la misma para todos los cuerpos del sistema dado).

Si la órbita de un cometa con el semieje mayor a y el radio actual r es casi circular, es decir, r ≈ a y ε ≈ 0, entonces la velocidad del cuerpo es vc = (GM/r)½, donde G es la constante gravitatoria y M es la masa del sol.Entre las Líneas En una órbita elíptica (ε > 0 y en el caso general r ≠ a), la velocidad del cuerpo ve = [GM/(2/r – 1/a)]½ a una distancia r. Los cálculos utilizan la distancia mínima q en el perihelio, donde vq = vc√2. A una distancia q, la velocidad de un cometa es prácticamente independiente de su masa, por muy alargada que sea su órbita, incluso si la órbita es parabólica, es decir, el cometa viene del “infinito” (el infinito empieza prácticamente en más de 1 año luz).Si, Pero: Pero se puede imaginar un cuerpo interestelar que ya tiene una velocidad aleatoria y que se dirige al sol. Un cometa así pasará por el perihelio con una velocidad v > vq. El sol no podrá capturarlo, y a una distancia de la órbita de la Tierra, su velocidad superará los 42 km/s, la velocidad espacial 3d, y el cuerpo abandonará el sistema solar para siempre. Tales cometas se llaman hiperbólicos. Durante mucho tiempo, los expertos dudaron de su existencia, pero se descubrieron algunos cometas hiperbólicos.

Si se conoce el periodo P, el eje semimayor a y la excentricidad ε se determinan mediante expresiones sencillas, a = P(2/3) y ε = 1 – q/a. Así, en el caso del cometa Halley, para el que P = 75,5 años, a = 17,86 UA, y ε = 0,968. La segunda ley de Kepler indica que hay una ralentización del cometa en el afelio: por ejemplo, el movimiento del cometa Halley en el afelio es 7,8 veces más lento que en el perihelio (velocidades de 7,1 y 55,2 km/s, respectivamente).

Los afelios de muchas órbitas cometarias se concentran en planetas masivos y, en consecuencia, tales cometas se denominan “familia de Júpiter” o “familia de Neptuno”.

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Puntualización

Sin embargo, el término familia no indica la relación entre el origen del cometa y el planeta, sino su captura por el campo gravitatorio del planeta. Como resultado de su interacción con el planeta, la órbita del cometa puede modificarse de forma irreconocible, y el cometa puede incluso pasar a otra familia. Por ejemplo, la evolución de la órbita del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (67P/CG) ha sufrido numerosos cambios, establecidos mediante cálculos.Entre las Líneas En 1660, se movía a lo largo de una órbita casi circular, con ε = 0,1, tenía un perihelio q de más de 4 UA, y la inclinación de la órbita era de unos 29°. Durante el periodo 1660-1960, se acercó a Júpiter 10 veces. Un paso cercano a Júpiter en 1840 redujo bruscamente su q a 2,8 UA y aumentó la excentricidad a 0,36. Otro acercamiento a Júpiter, en 1959, aumentó la excentricidad a 0,63, y el perihelio se redujo a la mitad, a q = 1,3 UA, con la inclinación de la órbita reducida a 7°. Como resultado, la órbita se convirtió en la típica de la familia de Júpiter; en perihelio, tiene q = 1,2432 UA, y el periodo de revolución del cometa es de 6,45 años. Del mismo modo, otros cometas de período largo también se transforman gradualmente en cometas de período corto (con P < 200 años).

Junto con la influencia perturbadora de los cuerpos del sistema solar, los cometas están sometidos a efectos no gravitacionales: la acción reactiva de los chorros y corrientes de gas y polvo que emiten, que el núcleo nunca hace de forma simétrica.

Otros Elementos

Además, los chorros varían considerablemente en intensidad en los lados diurnos y nocturnos del núcleo.Entre las Líneas En el caso de un núcleo masivo, los efectos que modifican la órbita del cometa son pequeños, pero a lo largo de mucho tiempo llegan a ser significativos, incluso para un cuerpo masivo. Los efectos son casi imposibles de predecir, ya que las regiones activas del núcleo están distribuidas al azar. Los efectos no gravitacionales son especialmente significativos en los cometas con un perihelio bajo (y con una masa pequeña), porque tales cometas pierden mucho material en el perihelio.

Datos verificados por: Dewey

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El cinturón de asteroides y cometas

El cinturón de asteroides actual (véase más información), que a veces es difícil distinguirlos de un cometa, es un lugar mucho más activo y dinámico de lo que se podría haber imaginado desde la visión clásica del mismo.Entre las Líneas En lugar de ser cuerpos completamente inertes, se han encontrado asteroides que muestran una actividad observable a veces espectacular como resultado de procesos como la sublimación de volátiles, los impactos y la desestabilización rotacional, o incluso como resultado de múltiples procesos que operan simultáneamente. Dado que todavía se conocen relativamente pocos objetos, seguir descubriendo y caracterizando más asteroides activos sigue siendo una gran prioridad para mejorar la capacidad de los investigadores de discernir tendencias en las propiedades de estos objetos, dar cuenta de la manera más completa posible de la gama de comportamientos activos que exhiben los objetos de la población y alcanzar la mejor comprensión posible de las implicaciones científicas de las propiedades globales derivadas de los diferentes tipos de asteroides activos.

Recursos

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Traducción al Inglés

Traducción al inglés de Cometa: Comet

Véase También

• Zodiaco Babilónico
• Vida Extraterrestre
• Vía Láctea
• Tipos de Estrellas
• Tipos de Astrología
• Teoría Heliocéntrica de Copérnico
• Supernova
• Sol

Ciencia Planetaria, Espacio Exterior,

Bibliografía

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