Un cometa es un cuerpo menor del Sistema Solar que órbita alrededor de este en forma elíptica y con grandes excentricidades. Compuesto básicamente por hielo, que al acercase al Sol se activa y se produce la sublimación de este. La sublimación no es más que la volatización de los componentes del cometa, es decir un cambio de estado de sólido a gas sin pasar por el estado líquido. Fruto de esta sublimación es la aparición en el cometa de la cola cometaria entre otras características.
En 1950 un astrónomo especialista en cometas, Fred L. Wipple, propuso que los cometas eran “bolas sucias de hielo”, este gran experto no iba mal encaminado y de hecho fue el precursor del estudio cometario, por tanto podemos decir que los cometas están compuestos de: hielo seco, agua, amoniaco, metano, hierro, magnesio, sodio y silicatos. Todos estos componentes cuando el cometa está muy lejos del Sol están en estado sólido, al acercarse al Sol se produce la sublimación y por tanto la volatización de estos elementos. Los elementos volátiles se separan del núcleo y son proyectados hacia atrás, en dirección opuesta al Sol empujados por el viento solar. Por tanto el cometa pierde masa conforme va teniendo pasos alrededor del Sol, según el método de Wipple el número de moléculas que se pierden por segundo es proporcional a r-n, siendo “r” la separación Sol-cometa y “n” un valor típico que se toma como 3.0 (Festou,1985).
Wallis y Wickramasinghe (1985) estimaron que la perdida de masa de un cometa seguía la siguiente relación: M = 4pR2q-(n-1.5) siendo R el radio del núcleo cometario, q el perihelio y n=3.0
Entonces cuanto menor sea q, más rápidamente se desgasta el cometa, esto correspondería para los cometas de período corto. Los de mayor período tendrían un menor desgaste como es lógico. Sin embargo la vida de estos objetos también depende del albedo superficial, ya que el calentamiento por el Sol es diferente según la composición, estructura y forma del cometa. La forma del cometa suele ser irregular, y de un tamaño de varios kilómetros, hasta un tamaño de unos 70 km para los más grandes.
Cómo se forma un cometa
Hay diversos modelos que explican la formación inicial de los núcleos cometarios, según estos modelos estos se formaron por agregación y acumulación de materiales.
Básicamente los modelos son los siguientes:
- Conglomerado helado de Whipple, desarrollado por Fred Whipple (1950).
- Acumulación de escombros primitivos, desarrollado por Littleton (1948).
- Agregación de hielo y silicatos en el disco protoplanetarios, modelo de Wednschilling (2004).
Pero el modelo aceptado en la actualidad es el modelo de Weidnschilling (2004), el cual explica que los núcleos cometarios se formaron en el disco protoplanetario a través de la acreción de material orgánico, hielos y silicatos, esa aglomeración inicial dio lugar a cuerpos kilométricos.
Grandes misiones a cometas
La misión de la NASA Impacto Profundo (Deep Impact)[1] arrojó luz sobre la formación de los cometas, el objetivo fue en el año 2006 el cometa Tempel 1. El impacto contra el cometa reveló que tenía siete capas de diversos hielos, lo que daría una señal de que los cometas se irían formando paulatinamente de cuerpos más pequeños.
Una misión espectacular ha sido la sonda de la ESA Rosetta, esta nos desveló más misterios de los cometas desde que su modulo Philae se posó en el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko en noviembre de 2014. El punto elegido fue el llamado punto «J», un lugar donde se pudo detectar bien la actividad del cometa y estudiar su núcleo.
Philae llegó al cometa pero no en el punto señalado, un poco alejado de este y en zona de sombra, con lo que no podía captar luz suficiente para mantenerse mucho tiempo en funcionamiento, el módulo funcionó durante las 64 horas que sus baterías lograron proporcionarle energía. Pero en el tiempo que estuvo encendido recabó una gran información:
-Utilizando el instrumento MUPUS (Multi-Purpose Sensors for Surface and Sub-Surface Science) se encontró con una superficie bastante dura, las capas superiores de la superficie del cometa están cubiertas por entre 10 y 20 cm de polvo, bajo lo que habría hielo puro o mezclado con polvo, ese hielo se vuelve más poroso a mayor profundidad. Este descubri-miento fue confirmado por el experimento SESAME (Surface Electrical, Seismic and Acoustic Monitoring Experiment). Otro de los instrumentos en ser activado fue en fue SD2 (Sampling, Drilling and Distribution Subsystem), diseñado para entregar muestras del suelo a los instrumentos COSAC y Ptolemy. Se debía realizar una pequeña perforación y mover una muestra al compartimiento adecuado para las mediciones, pero los datos muestran que en realidad no se detectó la entrega de muestras en Ptolemy. Pero el instrumento COSAC (Cometary Sampling and Composition Experiment) funcionó correctamente y fue capaz detectar la presencia de moléculas orgánicas.
COSAC fue diseñado justamente para detectar moléculas orgánicas. Aún se debe determinar si estas moléculas orgánicas son simples como el metanol y amoníaco o más complejas como los aminoácidos. Realmente el poco tiempo que estuvo Philae conectado fue muy productivo. Otro de los últimos descubrimientos ha sido que el cometa no tiene campo magnético entorno al núcleo del cometa. En misiones espaciales anteriores resultó siempre complicado obtener datos fiables al respecto, por la interacción entre los vientos solares y los cometas.
La sonda Rosetta rompió comunicaciones oficialmente con la pequeñita sonda posada en el cometa 67P/chury, la sondaPhilae, el 27 de julio de 2015. Hubo muchos intentos de intentar conectar con la sonda pero desde el 9 de julio de 2015 no se recibe ninguna comunicación, pero como veis hizo un inmenso trabajo.
Partes de un cometa
Cuando observamos un cometa no vemos más que el reflejo de la luz del Sol por parte de este, veríamos básicamente un núcleo central brillante y una cola alargada ciertamente difusa, pero el cometa tiene otras partes que con grandes telescopios podemos observar. Las partes de este son las siguientes: el núcleo, la coma, la cola iónica, la cola de polvo y la envoltura de hidrógeno.
Hablaremos de cada una de ellas en detalle.
El núcleo: El núcleo es la parte central y más brillante del cometa, desde este, por efecto del viento y radiación solar, se eyectan los componentes iónicos y el polvo cometario hacia el coma y la cola.
Como hemos visto la teoría más aceptada de la estructura interna del núcleo es un conglomerado de materiales primordiales, estos son una especie de pila de escombros, lo que es compatible con una de las características importantes de los cometas que son sus frecuentes ruptuoras o “outbourst”. El tamaño del núcleo es difícil de precisar con observaciones desde la Tierra, ya que son objetos muy tenues y cubiertos por la atmósfera de la coma. Esta atmósfera provoca que la luz reflejada por el Sol en el cometa se disperse y no se aprecie con claridad el tamaño de objeto. Una solución para esto es tratar de observar el cometa cuando empieza a activarse, o enviar alguna sonda al cometa, como se ha hecho en estos momentos con la sonda Rosetta.
Pero utilizando técnicas de radiometría para analizar la emisión térmica del núcleo se puede calcular la inercia térmica y la rugosidad de la superficie, una vez determinado el albedo. Otra técnica es usar la ocultación estelar, esta metodología se usa para probar la validez de los anteriores métodos calculando el tamaño y comparándolo con el obtenido con esos procedimientos. Con el método de ocultación de estrellas podemos incluso observar la hidrodinámica del polvo y el gas de la coma, y localizar regiones activas en la superficie del cometa.
La coma: se describe como la nube de gas y polvo que rodea al núcleo cometario.
Esta tiene dos partes: la coma de colisión y la coma molecular. La coma de colisión es la región interna de la coma donde se producen la colisiones de las partículas que afectan a la termodinámica y química del gas, zona donde se produce la tasa de producción de gas, tasa que aumenta a medida que el cometa se acerca al Sol.
La coma molecular es la zona donde están las moléculas que han sobrevivido a la fotodisociación, podemos observar en algunos cometas la coma del agua y la del hidrógeno atómico.
La cola iónica: esta formada por los iones expulsados por el núcleo hacia la coma, y que posteriormente son acelerados por el viento solar. Su dirección de desplazamiento visual en el espacio es antisolar, es esa dirección debido a la presencia del campo magnetico solar los iones son encauzados en dirección radial al campo magnetico solar. Esta cola puede llegar a los millones de kilómetros de extensión, aparece en todos los cometas, aunque en algunos presenta poca visibilidad. Esta es más preceptible conforme está más cerca del Sol y aparece siempre mucho después de la aparición de la cola de polvo.
La cola de polvo: Al producirse la sublimación en la superficie del núcleo, el polvo del núcleo es liberado y eyectado hacia fuera por el gas que está expandiéndose. El movimiento del polvo dependerá de la forma del núcleo y de la interacción entre el gas y el polvo, interacción que tiene lugar en la coma cerca de la superficie. Una vez que el grano de polvo es expulsado hacia la cola, la presión de radiación y la fuerza gravitatoria del Sol colocan a las partículas repartidas por el espacio en función de su forma y de su masa.
La envoltura de Hidrógeno: Alrededor del cometa se desarrolla una tenue envoltura de hidrógeno, debido a que por procesos químicos al absorber luz ultravioleta se escapa hidrógeno que se queda en una especie de envoltura alrededor del cometa, pero tan sólo puede ser observada desde el espacio.
Los cometas se pueden clasificar de muchas formas, según su tamaño, su edad o su órbita. Básicamente podemos decir que hay tres tipos de cometas:
- Cometas de la familia de Júpiter (FJ), de período corto, cuyas órbitas tiene períodos orbitales menores de 20 años así como pequeñas inclinaciones orbitales.
- Cometas tipo Halley (HT) con períodos entre 20 y 200 años, sería de período medio.
- Y los cometas de periodo largo (LP) con períodos de más de 200 años. Estos últimos cometas provienen de la nube de Oort, los dos primeros del cinturón transneptuniano.
Otra clasificación complementaria que se usa a modo de estadística de tamaños es la siguiente:
Tipo de cometa Diámetro (km.)
Cometa Enano: 0 – 1,5 Km.
Cometa Pequeño: 1,5 – 3 Km.
Cometa Mediano: 3-6 Km.
Cometa Grande: 6-10 Km.
Cometa Gigante: 10-50 Km.
Cometa «Goliat»: >50 Km.
Por ejemplo el cometa Encke (4 km) es un cometa mediano y el cometa Halley (12 Km) se le puede clasificar como cometa gigante. Los cometas son todo un espectáculo para los aficionados a la astronomía y para la astrofísica, púes de su estudio podemos conocer desde la composición de la nube de Oort hasta la formación del Sistema Solar.
El telescopio espacial Hubble capturó en 2016 la impresionante desintegracion de un cometa, concretamente del cometa 332P/Ikeya-Murakami.
Esta animanción se ha realizado a partir de una secuencia de imágenes del telescopio espacial Hubble, muestra la lenta migración de los fragmentos del cometa 332P / Ikeya-Murakami durante un período de tres días en enero de 2016. Las piezas se desprendieron del núcleo principal a finales de 2015 cuando el cometa se acercó al sol en su órbita. Se encontraba a 0,68 UA (100 millones de kilómetros) de la Tierra en el momento de estas observaciones. Créditos: NASA, ESA, and D. Jewitt (UCLA).
El cometa 332P / Ikeya-Murakami sobrevivió durante 4,5 millones de años en el Cinturón de Kuiper, una enorme reserva de cuerpos de helados en las afueras de nuestro sistema solar. Pero el cometa fue expulsado gravitacionalmente hacia el sistema solar interior por interacciones con el planeta Júpiter, acercándose mucho en su órbita al Sol. Este acercamiento tan peligroso ha provocado su desintegración. Las observaciones del Hubble revelan unos 25 trozos del cometa flotando por el espacio a más o menos la misma velocidad de la marcha que su progenitor.
Orientación de los restos desprendidos del cometa. Créditos: NASA, ESA, and D. Jewitt (UCLA)
Los investigadores estiman que el cometa contiene suficiente masa para soportar otros 25 pases alrededor del Sol (su órbita es de 6 años) con lo que el cometa sobreviviría unos 150 años más.
Para saber más:
- El papel de la ciencia por D. Jewitt et al. (Documento PDF)
- Portal de Hubble de la NASA
- SOMYCE: Sociedad de observadores de meteoros y cometas de España
Cometas vistos en 2018:
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Para saber más;
-SOMYCE (Sociedad de Observadores de Meteoros y Cometas de España): http://www.somyce.org
-La Sonda Rosetta y su módulo de aterrizaje Philae:
http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Rosetta/J_marks_the_spot_for_Rosetta_s_lander
[1] Deep Impact :sonda espacial lanzada el 12 de enero de 2005. Fue diseñada para estudiar el interior del cometa 9P/Tempel , mediante la liberación de un impactador en el cometa.
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