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1 Cometas La comprensión de su naturaleza física..

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1 1 Cometas La comprensión de su naturaleza física.

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3 3. Introducción: Discusión: ¿Que es un cometa? -Siglo XVII; Idea mas aceptada: Los cometas son exhalaciones secas o vapores que suben de la Tierra. -Mas tarde se aceptó su naturaleza celestial, pero se asumía que estas exhalaciones, que se condensaban en cometas, provenían de las atmósferas de los planetas mas grandes o de otras estrellas. -Por otro lado, Newton imaginaba un cometa como un cuerpo formado por vapores liberados por el núcleo. Al final el punto de vista de este fue correcto, pero la verdadera naturaleza de los cometas fue debatida por los siguientes casi tres siglos.

4 4. ¿Qué tamaño tiene un cometa? -La extendida coma parecía corresponder a cuerpos de tamaños comparables con el Sol mismo. Tal es así que Tycho Brahe estimó un diámetro de cerca ¼ el de la Tierra para el cometa Hasta ese momento no se tenía idea que la coma de gases se encuentra muy enrarecida y que por lo tanto esta tendría poca materia. - En contra de este fondo, Georges Louis Leclerc previó la formación de planetas como el resultado de la condensación de material eyectado por el Sol debido a la colisión con un cometa. - Kant por otro lado, también creía que los cometas se

5 5 formaban en las partes exteriores de la nebulosa solar y que los cuerpos formados allí tenderían a tener masas muy grandes incrementado con la distancia al Sol, por lo tanto los cometas tendrían masas por lo menos comparables con los planetas gigantes..Tamaños y masas de cometas. - La idea que los cometas tenían tamaños tipo planetarios no se pudo sostener por mucho. En 1805 Laplace pudo encontrar un límite superior a la masa de los cometas (<1/5000 mtierra) notando que en un encuentro cercano del cometa Lexell con la Tierra en 1770 no produjo ninguna perturbación perceptible en el movimiento terrestre. Por tanto, las cabezas y colas de los cometas, a pesar de su gran volumen, son de densidades extremadamente bajas.

6 6 Esto se confirmó también cuando el Gran Cometa de 1882 transitó el disco solar y no pudo ser visto, lo que permitió colocar un límite superior de 70km a su diámetro. - Hubo muchos otros intentos de obtener masas de cometas, basados en otros métodos. Por ejemplo, con la base de presumir perturbaciones mutuas entre las dos componentes del cometa periódico 3D/Biela; luego de su quiebre en 1846, Josef von Hepperger estimó en 1906 una masa cometaria de 4.2 x10 -7 mtierra. Este valor puede ser hasta unos 3-4 ordenes de magnitud debido a que suponía una perturbación mayor entre ambos fragmentos. - La rara ocasión de un pasaje cercano de un cometa provee una oportunidad única de estimar el tamaño del mismo, de una manera muy directa. Como ocurrió con el cometa 7P/Pons Winnecke que pasó a 0.04 UA de la Tierra en 1927 y con la

7 7 alta resolución de la zona nuclear obtenida durante el encuentro, permitió a Baldet y Slipher estimar un límite superior de 5km de diámetro. - Durante los 60 y 70, Elizabeth Roemer llevó a cabo una extensa y sistematizada determinación de magnitudes nucleares utilizando placas fotográficas (era pre-CCD). Las imágenes de gran escala de las placas mostraban la condensación nuclear, con una pequeña traza de la coma. Los tamaños estimados por ella probaron ser muy grandes en la mayoría de los casos debido a que sus magnitudes nucleares estaban contaminadas por la luz de la coma. Modelos: Banco de arena vs. Bolas nieve sucias. - De su teoría de la captura interestelar de partículas de polvo, Lyttleton previó la estructura de un cometa como un enjambre

8 8 de partículas de polvo vagamente unidas gravitacionalmente ocupando un volumen del tamaño de la coma. Demostró, en realidad, que la mayoría de las partículas describen órbitas cerradas alrededor del Sol. Esto es conocido como el modelo de Banco de arena. Lyttleton argumentó que las colisiones entre partículas, especial- mente hacia el centro del cometa, durante su acercamiento al Sol, debería llevar a su pulverización y terminar con material dividido más finamente, que bajo la influencia de la presión de radiación solar, sería forzada a ir a la cola causando su forma característica. Dificultad: 1° Las observaciones mostraban que la zona nuclear, que brilla por reflejo solar, es mucho mas pequeña que el tamaño de la coma, sugiriendo una estructura mucho mas compacta que la prevista por Lyttleton. Además observaciones espectroscópicas mostraban que las proporciones de masa en la coma, en forma de polvo, son

9 9 extremadamente pequeñas. 2° Que si los cometas estaban constituidos por enjambres de partículas de polvo, era muy difícil de ver cómo podían resistir pasajes cercanos al Sol sin sublimarse. - El modelo de hielo conglomerado de Whipple (1950) previó el núcleo cometario compuesto por una mezcla de hielos y partículas de polvo. De las abundancias solares, y asumiendo un agotamiento de hidrógeno, helio y neón, Delsemme (1977) derivó una tasa de polvo primordial (silicatos) a masa de gas (hielos) en cometas de 0.61 a El modelo de Whipple, también conocido como modelo de bola de nieve sucia, ha sido muy exitoso en explicar muchas características de los cometas, como por ejemplo, su capacidad de resistir pasajes cercanos al Sol y las fuerzas no gravitatorias que producen que las orbitas de los cometas se aparten de aquellas que se obtienen por medios puramente gravitatorios.

10 10 Whipple mostró que estas fuerzas surgen de la pérdida no isotrópica producida por sublimación de los hielos del cometa, dando lugar a un efecto de retroceso. En términos generales, el modelo de Whipple fue confirmado cuando una flotilla internacional de naves espaciales visitó el cometa Halley en su retorno de 1986 y pudo tomar imágenes de su núcleo, de forma irregular y dimensiones 15x 7.5 x 7.5 km. En 2001 las naves de la NASA Deep Space 1 volaron cerca del núcleo del cometa periódico Borrely mostrando un gran cuerpo alargado de 8km. Figura1. Núcleo de cometa Halley (izquierda) y Borrely (derecha)

11 11 - Esencialmente, la principal diferencia entre cometas y asteroides es que el primero tiene actividad gaseosa debido a la presencia de material volátil sobre o cerca de la superficie que subliman por la radiación solar, mientras que el segundo son cuerpos rocosos inactivos. - Del cometa 81P/ Wild 2 también se han tomado imágenes de corta distancia por las naves Stardust. Dos imágenes del núcleo de aproximadamente 5km de diámetro son mostradas en la Fig2. Figura Figura2. Cometa 81P/Wild 2 imágenes de la Stardust. Superficie del núcleo descubierto (izq.). Coma de polvo y gas y jets rodeando el núcleo (der.).

12 12 - Donn (1963) estimó que la mezcla de hielos y material meteórico formaría un agregado con una densidad de unos pocos g cm-3. - Weissman (1986) también propuso una estructura nuclear formada por un agregado de varios tamaños que el llamó el modelo pila de escombros. Sublimación de volátiles en el núcleo cometario. La fuente de energía es la radiación solar que cae en la superficie accidentada del núcleo cometario y que crea un patrón complejo de sombras y áreas iluminadas. Para simplificar el problema, se asume: El núcleo es una esfera de radio R N con una superficie suave enteramente cubierta de material volátil; con albedo de Bond visual Av (fracción de luz incidente que es dispersada en todas las direcciones) a distancia heliocéntrica r. El albedo de Bond (A) está relacionado con el albedo

13 13 geométrico p a través de la relación: A= pq, donde q es una integral de fase. Ambos albedos dependen de la longitud de onda y se usara los albedos Av, pv para la parte visible del espectro. - La radiación solar incidente se distribuye uniformemente en la superficie nuclear, aunque esto no sea completamente cierto, ni para un núcleo que rote muy rápidamente. Se puede entonces escribir la ecuación de balance energético (por unidad de área y tiempo) entre la radiación solar y las pérdidas: i) radiación térmica infrarroja, ii) sublimación de hielos y iii) conducción del calor dentro del núcleo cometario.

14 14 (1 - A v ): Fracción de la luz incidente que es absorbida. A IR : Alb.de Bond en el infrarrojo (~0 para la mayoría de los hielos) Fo: 3.16x10 -2 cal cm -2 s -1 constante solar. r: Distancia heliocéntrica en UA. σ: Cte. Stefan-Boltzmann. T: Temperatura de equilibrio. Q: Tasa de sublimación total en molec. s -1 L S : Calor latente de sublimación por mol. N A : Nro. Avogadro. к (T): Conductividad térmica del material del cometa. z: Profundidad. τ: Profundidad óptica de la coma (gralmente muy pequeña) Por un lado, la coma de polvo podría absorber y dispersar algo de luz antes de alcanzar el núcleo, pero puede incluso aumentar la radiación recibida por el núcleo. La radiación solar alcanza la superficie nuclear luego de múltiples dispersiones por las partículas de polvo. Se omite cualquier extinción en la coma, debido a que son difíciles de estimar y en general el efecto global, ya sea por atenuación o aumento, es siempre pequeño.

15 15 Q y T se relacionan mediante: donde Z= Z(T):tasa de producción de gas en molec. cm -2 s -1 Por teoría cinética de los gases en un modelo de vaporización (existe balance entre flujo de vaporización y flujo de condensación en la superficie helada) se obtiene: m u : unidad de masa atómica. µ: peso molecular P v : presión de vapor saturado. к: Cte. Boltzmann. Para moléculas de agua de libre expansión en el vacío a partir de la sublimación de agua de hielo, la presión de vapor saturado es dada por:

16 16 A grandes distancias heliocéntricas, la mayor parte de la radiación que alcanza el núcleo es gastada en re-radiación térmica, por lo que la temperatura de equilibrio puede ser determinada por un balance entre la insolación y la re-radiación térmica. A pequeños r la mayor parte de la radiación solar es gastada en la sublimación de hielos, lo que significa que la ecuación de balance térmico puede ser aproximada por: Que luego de introducir valores numéricos, nos lleva a: Donde R N está expresada en km y se asume que los hielos de agua controlan la tasa de sublimación.

17 17 Esta última ecuación muestra que a pequeños r la tasa de sublimación cambia en proporción con la insolación, es decir, con r -2. Además implica que toda la superficie del núcleo es sublimada - En la práctica, una fracción de la superficie del núcleo es usualmente cubierta por una capa de polvo aislante, por lo que el área bajo libre sublimación puede ser sustancialmente reducida. Luego la tasa de producción de gas Q debe ser multiplicada por un factor f <1 definido como la proporción de área de libre sublimación a el área de la superficie total del núcleo. Como ya se dijo la temperatura de la superficie no corresponde a la temperatura del cuerpo negro, ya que el gas que escapa arrastra la mayor parte del calor como calor latente de sublimación. Esto ocurre hasta por lo menos r menores a unas pocas UA. Bajo estas circunstancias, la temperatura es esencialmente determinada por el gas que controla la sublimación. Para el H 2 O varía entre 210 K a 0.2UA, 190 K a 1UA y 90 K a 10UA, mientras que para especies más volátiles como el CO, el rango de

18 18 temperatura baja a K para el mismo rango de r. - La Fig. 3 muestra la tasa de sublimación para distintas especies moleculares que podrían estar presentes en cometas. Como se nota, todas las candidatas moleculares son más volátiles que el agua, por lo que se las espera ver en las comas de los cometas a distancias heliocéntricas mayores que aquellas para la cual comienza la sublimación del agua, para controlar la tasa total de sublimación. - La coma está usualmente bien desarrollada para distancias heliocéntricas r 3UA. Como la temperatura de equilibrio para un cuerpo a r 3UA es aproximadamente igual a la temperatura de sublimación del hielo de agua, la apariencia de una coma bien desarrollada a r pequeños ha sido tomada como evidencia de que la componente volátil de la mayoría de los cometas consiste principalmente de hielo de agua.

19 19 Sin embargo, a r 3UA muchos cometas muestran una actividad substancial, lo que es principalmente debido a la sublimación del CO. Las curvas de luz de los cometas usualmente muestran asimetrías entre las ramas pre y post perihelio lo que debe ser causado por los cambios estructurales ocurridos en el núcleo del cometa cuando se mueve cerca del Sol, como por ejemplo, la limpieza del manto de polvo aislante, que deja expuesto áreas de hielos frescos, o por inercia térmica. Estos dos efectos tenderán a incrementar la actividad gaseosa luego del perihelio como usualmente se observa. Ver Fig.4. Figura 3. Figura 4.

20 20 Observaciones Espectroscópicas. - El primer espectro de un cometa fue obtenido por el astrónomo Giovanni Battista Donati quien observó y señaló el espectro del cometa C/1864 N1 (Tempel). - El espectro de este mostró las tres emisiones moleculares de la banda de Swan del C 2 que generalmente dominan el espectro de cometas en la región visible, aunque no fue capaz de identificar su naturaleza química. - Luego Huggins observó el espectro de 55P/Tempel-Tuttle (1865 Y1) y notó que su coma tenía un ancho continuo indicando que la mayoría de su luz era reflejada de luz solar, coincidiendo con las anteriores observaciones polarimétricas de Arago quien mostró que por lo menos parte de la luz proveniente de la cola del cometa C/1819 N1 estaba polarizada.

21 21 Huggins también observó una brillante banda de emisión molecular en la coma pero no fue capaz de identificarla. Observó espectroscópicamente otros cometas pero no fue hasta sus observaciones del cometa C/1868 L1que llegó a un punto de inflexión para descubrir la composición química de los cometas. Hizo una comparación lado a lado del espectro del cometa Winnecke con el espectro de precipitado del vapor de etileno (C 4 H 4 ). Y encontró una buena coincidencia lo que lo llevó a concluir que el carbono estaba presente en la coma del cometa (en realidad observó las bandas de Swan del radical C 2 ). En 1881, Huggins obtuvo el primer registro fotográfico de un espectro de cometa (C/1881 K1). Encontró además, una fuerte banda de emisión en el violeta lo que el supuso que provenía del cianógeno (C 2 N 2 ). Luego fue identificado como el radical CN. - En 1882 dos cometas pasaron muy cerca del Sol: C/1882 F1 (Wells) y el cometa Gran Septiembre que permitieron identificar sodio (Na) y su coma activa.

22 22 - Baume Pluvinel y Baldet usaron prismas objetivos en sus observaciones con los cuales pudieron observar bandas de emisión en la cola del cometa C/1908 R1la cual identificaron como debido a la molécula de CO. Estas bandas, luego se mostró que se producían por el monóxido de carbono ionizado (CO + ). Ambos también encontraron una fuerte banda de emisión a 3915 Å a la que se la atribuyeron al nitrógeno molecular y la cual fue luego identificada como el ión N En resumen, alrededor del 1900 había muchas bandas de emisión y líneas identificadas en cometas, pero todavía la física detrás de ello no estaba bien estudiada. La pregunta básica de si los cometas brillan por reflejo de luz solar o si ellos tienen algún mecanismo que produce luminosidad era todavía tema de debate. - Los astrónomos alemanes Schwarzschild y Kron dieron con la respuesta correcta en 1911, atribuyendo el mecanismo a la

23 23 absorción y re emisión de radiación solar, es decir, el fotón absorbido por la molécula es re emitido como un fotón de la misma energía o como una cascada de fotones de menor energía. Este proceso es conocido como fluorescencia (en el caso particular de cuando es re emitido con la misma energía, se lo llama fluorescencia resonante). Los detalles de este mecanismo fueron luego elaborados por Zanstra en En esencia, átomos y moléculas absorben y emiten luz en longitudes de onda específicas, es decir, los estados de energía están cuantizados. - En 1941 un equipo liderado por el astrónomo Swings observó por primera vez la parte UV del espectro de un cometa. Y fueron capaces de identificar las bandas ultravioletas del radical hidroxilo OH a Å en la región nuclear del cometa C/1940 R2 (Cunningham). Swings sugirió que el hidroxilo era probablemente producido por la fotodisociación de las moléculas de agua (H 2 O).

24 24 Esta fue la primera evidencia observacional de la presencia de agua en el núcleo cometario, que luego sería confirmado como el principal constituyente de los cometas. - Desde 1970, otras observaciones permitieron la detección de nuevas especies en el UV, así como la observación y la determinación de tasas de producción de gases de otras especies ya observadas en otras regiones del espectro, como el OH. Los gases nobles (He, Ne, Ar, Kr y Xe) son químicamente inertes y muy volátiles, por lo tanto son particularmente interesantes como pistas de la historia térmica de los cometas. Pero sus transiciones resonantes se encuentran en una región de longitudes de onda de difícil acceso por lo que no hay reportes de detección convincentes de ninguno de estos gases, con la posible excepción del Ar. Inventario de moléculas originales. Las principales moléculas originales en cometas, como CO, CO 2,

25 25 H 2 O no tienen transiciones electrónicas importantes en el visible o UV, por lo que solo pueden ser detectadas por sus transiciones vibracionales en el IR o por sus transiciones rotacionales en radio. - Un problema adicional es que la mayoría de las moléculas tienen tiempos de vida corto contra la disociación por luz solar, por lo que la mayoría de ellas está confinada a la coma interior. Sus detecciones requieren que se explore una pequeña región alrededor del núcleo cometario. Las moléculas de agua tienen una banda vibracional importante a 2.7µm, mientras que el CO 2 a 4.2 µm. El problema es que estas moléculas están también presentes en la atmósfera, por lo que su detección puede darse solo desde el espacio o en observatorios de mucha altura. - El espectro de radio ha mostrado ser muy prometedor para la detección de moléculas originales en cometas.

26 26 - Una lista de las especies moleculares detectadas hasta ahora, los cometas en los que se detectó, y el método usado para su detección están mostrados en la tabla1.

27 27 Distribución de moléculas originales y radicales en la coma. - Como la mayoría de los radicales observados, en la radiación visible de los cometas, no pueden existir en estado sólido, fue asumido que debería haber moléculas originales invisibles de las cuales los radicales se originan en la coma por reacciones químicas (principalmente fotoquímica). - Los gases son producidos por la sublimación de hielos cometarios como el H 2 O, CO, CO 2, NH 3 y CH 4. Una vez que las moléculas originales son vaporizadas, estas son sometidas a la radiación solar UV que las disocia en radicales, átomos y iones. Los iones y radicales comienzan una química compleja que los conduce a la formación de nuevas moléculas. Y luego, el producto final de la fotodisociación dependerá de la energía del fotón UV absorbido por la molécula original. Si es lo suficientemente alta, se formará un ión.

28 28 Se ejemplifica el proceso con la molécula original más importante en el núcleo cometario: el agua. Su fotodisociación puede conducir a los siguientes productos: Donde hυ representa la energía del fotón, h: Cte. de Planck y υ: frecuencia del fotón. La fotodisociación del H 2 O en H y OH es el proceso más importante que representa el 85.5% de todas las moléculas de agua que son fotodisociadas. - El polvo liberado con la sublimación de gases hace más lento el flujo de gas en las primeras decenas de metros por encima del núcleo a través de la fricción del flujo de gas y el intercambio de energía entre el polvo y el gas.

29 29 Así es que hay una creciente evidencia de que el polvo es una fuente de gas y que la composición del gas puede cambiar por la presencia del polvo. - El gas liberado por el núcleo a la velocidad del sonido, rápidamente se expande y alcanza velocidades supersónicas. La velocidad final del gas se alcanza lejos del núcleo, pero dentro de la coma (~1000 km del núcleo). Cálculos numéricos muestran que las velocidades finales de moléculas originales están usualmente entre 0.5 y 2 km s -1 a una distancia heliocéntrica de 1UA, en concordancia con lo observado. - Colisiones entre partículas de gas juegan un rol importante sólo en la cercanía de la región nuclear. La coma externa puede ser considerada como gas sin colisiones. - El cálculo de las tasas de producción de radicales en esta región

30 30 puede efectuarse por el modelo propuesto por Haser (1957), que asume flujos radiales isotrópicos de moléculas originales y radicales y un tiempo de vida finito para las distintas especies. - Es muy probable que los productos resultantes no se muevan radialmente debido a que los productos de disociación de moléculas originales son eyectados isotrópicamente en el marco de referencia de estas. - La suposición de un movimiento radial de las moléculas producto requiere ya sea que v d << v p (v p : velocidad de flujo al exterior), la cual debido al exceso de energía en el proceso de fotodisociación es raramente satisfecho, o que v p τ p << v d τ d (τ p : tiempo de vida de la molécula original; v p τ p : representa la extensión espacial de la molécula original), es decir que el producto se origine cerca del núcleo.

31 31 La corona de Hidrógeno. Si el agua fuera de hecho la principal constituyente en los cometas, se esperaría encontrar una coma extendida de hidrógeno, producida por la fotodisociación de las moléculas de agua. Desafortunadamente, la línea de emisión mas sobresaliente de hidrógeno, Lyman-α, se encuentra en el extremo UV a 1216Å y por lo tanto no es posible observarla desde la tierra Las observaciones de la base espacial con el Observatorio Astronómico Orbital (OAO-2) confirmaron la presencia de coronas de hidrógeno gigantes extendidas por arriba de 10 7 km en los cometas C/1969 T1, C/1969 Y1 y 1971 II Blamont y Festou observaron en el UV el cometa C/1973. Consideraron velocidades de expansión para las moléculas de agua sublimadas y el radical OH producido de su fotodisociación: v H2O v OH 1km s -1.

32 32 Determinaron un tiempo de vida para el OH a r = 0.6UA, τ OH = (4.8±1) x 10 4 s. Los átomos de H surgen esencialmente de la fotodisociación de dos especies: H 2 O y OH (mitad, mitad). El primero de los procesos deja los átomos de H termalizados con velocidades de expansión v H < 3km s -1 (termalizados porque se producen en la coma interior donde las colisiones con otras moléculas son muy frecuentes). Con el otro proceso los átomos de H son dejados con un exceso de energía que traducen en velocidades mayores v H ~8 Km. s -1 (este es producido a grandes distancias del núcleo donde la densidad es pequeña, por lo tanto experimentan menos colisiones y mantienen su velocidad). Entonces, como estos pueden viajar longitudes mayores antes de ser destruidos, determinan la extensión de la corona. Se calcula un tiempo de vida τ H (0.6 UA) 10 6 s. El radio de la corona de H será aproximadamente dada por: γ H = v H x τ H 8x10 6 km que coincide con las observaciones.

33 33 Los átomos generados por el primer proceso alcanzarán menos de 3/8 de esa distancia. Por tanto habrá una corona de H interior compuesta por una mezcla de átomos lentos y rápidos, y una corona exterior compuesta sólo por átomos de H rápidos. El tiempo de vida de las moléculas de H 2 O es muy corto τ H2O 13hs a 0.6UA, por lo tanto la coma de moléculas de H 2 O tendrá un radio de γ H2O = v H2O x τ H2O 4.7x10 4 km. Por encima de esta distancia la molécula original es OH con una escala de longitud γ OH = v OH x τ OH 4.8x10 4 km. - Bajo la suposición de que la envoltura de H es ópticamente delgada, la intensidad de Lyman-α, IL, emergente de la envoltura será proporcional al número de densidad de átomos de H integrado, n H, a lo largo de la línea de la visual. De mediciones de la intensidad de Lyman-α en la corona, se puede obtener n H y luego la tasa de producción de OH (análogo con H 2 O).

34 34 La presión de radiación (por unidad de masa) debido al flujo solar de Lyman-α es: βL= 0.57 (r o /r) 2 cm s -2 con r o = 1UA. Que resulta ser aproximadamente como la debida a la gravedad solar (~0.6(r o /r) 2 cm s -2 ) La acción de la presión de radiación puede entonces explicar las elongaciones de las coronas de hidrógeno en la dirección antisolar. Fig.5, 6. Figura 5. Figura 6.

35 35 La naturaleza de las partículas de polvo. Nos hemos enfocado hasta ahora en los componentes volátiles de los núcleos cometarios. Pasaremos ahora la atención a la componente refractaria, la cual puede ser observada como partículas de polvo en la coma y cola. - Las partículas de polvo son arrastradas por los gases de sublimación, pero mientras las moléculas originales gaseosas son rápidamente disociadas y ionizadas afuera del núcleo, los granos de polvo permanecen estables bajo la radiación solar. Incluso cuando ellas son calentadas a temperaturas de algunos cientos de °K, son aún química y morfológicamente estables, preservando así la información de las condiciones en las que se formaron, ya sea en el medio interestelar o en la nebulosa solar. Existe un acuerdo en el presente, que los silicatos formados en el medio interestelar son amorfos, mientras que los minerales cristalinos debieron haberse formado en la nebulosa solar.

36 36 Los granos de polvo, pueden ser un vehículo para la transportación de cantidades significativas de elementos condensables de los vientos circumestelares de estrellas evolucionadas, novas y supernovas dentro de nebulosas primordiales de estrellas jóvenes y sistemas planetarios. Sin embargo, si una fracción de estos granos sobreviven intactos, el estudio de su mineralogía y propiedades físicas podría arrojar luz a la núcleo síntesis y evolución estelar (Williams et al. 1997). El espectro de la coma de polvo es un continuo compuesto de una curva de cuerpo negro de 5800 K debida a la radiación solar dispersada y otra curva de cuerpo negro debido a la emisión térmica de las partículas de polvo calientes que alcanzan temperaturas de equilibrio de unos cientos de grados kelvin. - La exploración del cometa 1P/Halley reveló la presencia de una nueva población de granos compuestos de C, H, O y N (llamados CHON) y el descubrimiento de una nueva característica de emisión extendida desde 3.2 a 3.5 µm, atribuido al tramo C-H de

37 37 compuestos orgánicos. - Mediciones hechas con instrumentos de análisis de impacto de partículas arriba de Giotto y Vega 1 y otras dos naves indicaron que el material CHON contribuye con un 30% de la masa total de las partículas medidas, con masas individuales en el rango de a g, aproximadamente un tercio de los granos medidos contiene una componente orgánica no significativa, siendo el resto una mezcla de silicatos y componente orgánica. Los granos de silicato puro eran mejor representados en el rango de masa mas baja. Se nota en la Fig.7 que la temperatura de los granos del cometa Hale-Bopp es significativamente mas alta (475K) que la temperatura de equilibrio del cuerpo negro a la misma distancia heliocéntrica r, la cual es dada por:

38 38 Al momento de la observación, Hale-Bopp estaba a r= 1.15UA, por lo tanto T BB = 259K. Entonces, ¿por qué la temperatura del grano es mucho mayor que T BB ? Figura 7.

39 39 Esto es debido a que los granos de polvo absorben eficientemente en el visible, en la que la mayor parte de la radiación solar se concentra, pero su capacidad de absorción decae en el infrarrojo, por lo que están sobrecalentadas. La absorción de un grano está descripta por un factor de absorción Q a (a,λ), que es función de el radio a y de la longitud de onda de la radiación incidente. La temperatura del grano T gr se obtiene del equilibrio entre el poder de absorción y emisión de radiación solar del grano, quedando para obtener a este la ecuación: Donde Q a y Q e es la eficiencia promedio de absorción del grano sobre la región de longitud de onda donde se concentra la mayor parte de la radiación solar y la eficiencia de emisión térmica para un grano de radio a a temperatura T gr respectivamente. Entonces pequeños granos absorbentes tienen Q a >Q e y T gr >T BB. Y sin embargo granos mas grandes tienen Q a ~Q e ~1 y T gr T BB.

40 40 - Medidas de temperaturas de granos en la coma de varios cometas están ploteadas en la Fig.8. Se puede ver que en general las °T de los granos están algo por encima de la temperatura teórica del cuerpo negro a la misma distancia heliocéntrica. La figura también contiene senderos de polvo cometario detectado por el satélite IRAS. Las temperaturas de estos senderos de polvo están muy próximas a la temperatura teórica del cuerpo negro sugiriendo que están compuestas por granos grandes. Esto debería esperarse ya que los granos pequeños son rápidamente dispersados por las fuerzas asociadas a la radiación solar. - Gehrz y Ney (1992) definen el sobrecalentamiento de los granos como la proporción T gr /T BB. Entonces para el cometa Halley, el grano sobrecalentado sugeriría un radio pequeño de aproximadamente 0.5-1µm para los granos óptimamente importantes de la coma.

41 41 Relación polvo-masa de gas. Podemos estimar la tasa de producción de muchos átomos gaseosos y especies moleculares de las mediciones de intensidades de sus más importantes líneas o bandas de emisión en el ultravioleta, visible y radio. - También ha habido un amplio uso de fotometría con filtro de banda estrecha, centrada en algunas importantes bandas de emisión de especies moleculares de comas de cometas en el UV cercano y visible. Las especies elegidas usualmente fueron OH, NH, CN, C 3 y C 2. La intensidad I λ de la luz radiada por las especies de átomos o moléculas en una línea o banda centrada en λ es: I λ ~ g F o, λ N sp g: Luminosidad por molécula. F o, λ : flujo solar en la longitud λ. N sp : N°de átomos o moléculas de las especies. Donde N sp ~ τQ sp con Q sp la tasa de producción de especies gaseosas y τ es la vida media.

42 42 Combinando estas dos ecuaciones se obtiene la tasa de producción de las especies gaseosas consideradas. Q sp ~ I λ / (g F o, λ ) Midiendo la intensidad I λ es posible estimar la tasa de producción de muchas especies atómicas y moleculares, por lo que se puede conocer sobre sus proporciones relativas y la tasa de producción total de gases Q g. La tasa de producción en masa de polvo Q d (g s -1 ) puede ser estimada por observaciones del flujo continuo en el visible, por el infrarrojo térmico o por el estudio de las colas de polvo. Todos estos métodos son modelo-dependientes ya que se basan en las velocidades de emisión de partículas de polvo de la superficie nuclear, su tamaño típico, distribuciones de tamaños, albedos y densidades. Midiendo ambos Qg y Qd en un cometa más o menos el mismo tiempo, se puede obtener su relación polvo-masa de gas:

43 43 Los valores estimados de ψ para una pequeña muestra de los cometas observados se distribuyen en dos órdenes de magnitud. Algunos cometas parecen ser muy polvorosos (ψ>1) mientras que se han encontrado otros casi libres de polvo (ψ< 0.1). Incluso para el mismo cometa la carga de polvo del gas, puede aumentar en gran medida. Todavía no se ha encontrado ninguna correlación entre ψ y la distancia heliocéntrica. Y aunque algunos cometas parecen contener mucho polvo, la mayoría de los cometas observados son pobres en polvo o solo moderadamente polvorosos (ψ~0.05 a 0.6). - Se puede comparar los valores medidos de ψ con la relación de masa de polvo (silicatos) al gas (hielos) correspondientes a la composición primordial de material del cometa, y se encuentra que es aproximadamente 0.7. Sin embargo, debemos notar que la relación polvo-masa de gas medida en la coma no necesariamente refleja la composición del material nuclear.

44 44 - Las partículas de polvo son arrastradas con los gases sublimados mientras que ellas no sean muy pesadas. Las partículas pesadas se quedaran en la superficie nuclear, por lo que un cometa libre de polvo correspondería a un cometa de granos típicos muy pesados como para ser arrastrados con los gases. Mas aún, si la coma contiene grandes agregados de granos de polvo, estos son ineficientes dispersores de luz o emisores de radiación térmica comparados con sus contrapartes de tamaño mas chico. - En efecto, estudios de colas con polvo confirman que una gran parte de la masa de polvo liberada de un cometa puede estar contenida en partículas de milímetros o centímetros. Observaciones hechas con el ISO del cometa gaseoso 2P/Encke parecen confirmar la conclusión anterior.

45 45 Formación de las colas. Algunos cometas desarrollan extensas colas, alcanzando longitudes del orden de 10 8 km. Una cola muestra una forma curvada y su espectro corresponde a la del sol, mostrando que está compuesta de partículas de polvo que dispersan luz solar. La otra cola se extiende a grandes distancias en la dirección antisolar y es de color azulada.

46 46 El espectro de esta cola muestra bandas de emisiones de diferentes iones, en particular CO +, CO 2 +, CH +, y H 2 O +. La cola de iones brilla por radiación fluorescente; en particular el ión CO +, la especie de ión más abundante en la cola, tiene una intensa banda en la parte azul del espectro, dando a la cola su color característico. - En 1836 Bessel desarrolló una teoría mecánica para el movimiento de las partículas de polvo capaz de explicar la forma de los cometas. Asumía que la apariencia difusa de un cometa se debe a una aglomeración de partículas de polvo muy finas, las cuales son expulsadas del núcleo por fuerzas repulsivas originadas en el Sol. - En 1903 el astrónomo Bredikhin asumió que la fuerza repulsiva varía con r -2 y se definió en una forma tal que se sustituyó la masa solar por masa µ= 1- β, β positivo. La cantidad β= 1- µ representa entonces la repulsión del Sol y ya que β puede ser mayor que 1, la fuerza neta actuando en una partícula (gravitación

47 47 solar menos fuerza repulsiva) puede volverse positiva (es decir repulsiva). Es entonces posible sacar conclusiones de la forma de la cola actualmente observada, haciendo suposiciones de la velocidad de expulsión original de las partículas y sobre la intensidad de las fuerzas repulsivas. - La idea de que la fuerza de repulsión del Sol, la cual fue introducida puramente como hipótesis, en realidad puede provenir de la presión de radiación de la luz solar fue propuesta primeramente por el físico-químico Arrhenius. - Investigaciones más detalladas realizadas por Schwarzschild mostraron en 1901 que es posible explicar fuerzas repulsivas en esferas dieléctricas de tamaños sub.-micrónicas a micrónicas tan grandes como veces la atracción solar pero no mas que eso. Por lo tanto, se demostró que otro mecanismo físico, además de la presión de radiación, debe tenerse en cuenta para explicar fuerzas repulsivas mayores.

48 48 El movimiento de partículas de polvo por lo tanto está gobernado por dos fuerzas opuestas: la atracción gravitacional solar F G y la fuerza asociada a la presión de radiación solar F R. Qpr: factor de eficiencia por presión de radiación. Depende en general del material del que está compuesta la partícula. Como ambas fuerzas son opuestas, radiales y varían con r -2 entonces, la partícula de polvo seguirá una trayectoria kepleriana correspondiente a un reducido campo gravitatorio efectivo: Para materiales absorbentes como el grafito, se alcanzan valores β>1, entonces la fuerza sobre estas es repulsiva.

49 49 - Teniendo en cuanta que β depende de la inversa del radio a, se puede notar entonces que las partículas con mayor tamaño estarán mas tiempo cerca del núcleo cometario Finn y Probstein desarrollaron modelos de distribución de densidades de partículas de polvo en la cola. Se basaron en: i) la tasa de producción de polvo. ii) la distribución de tamaños de estas partículas iii) su velocidad de emisión. Comparando el modelo con la distribución de densidades observada por el perfil fotométrico de las colas de polvo, es posible obtener información de la distribución de tamaños de las partículas de polvo y de los radios de los granos ópticamente importantes. - Para la Fig.8 consideramos la posición de un cometa en su orbita en un cierto tiempo Tc, no lejos del Sol, por lo tanto activo, liberando partículas de polvo que van a la cola. Como se muestra en la figura la presión de radiación hace que las

50 50 Partículas progresivamente se apartan de la orbita del cometa. Si todas las partículas de una dada β liberadas en el tiempo Tc-Tk tienen velocidad relativa igual a cero respecto al núcleo, entonces alcanzaran al mismo punto luego de un tiempo Tk. Pero las partículas de polvo tienen velocidad relativa inicial Vi ǂ 0, que nos llevará a un ensanchamiento del lugar ocupado por las partículas β a Tc de ancho ~2ViTk. - Patrones mas complejos se obtienen para la cola de polvo si se considera además diferentes valores de β para las partículas liberadas a un cierto tiempo Tc-Tk. La forma curva de la cola de polvo puede entonces ser explicada considerando el movimiento de las partículas de polvo bajo la acción del campo gravitacional solar y la presión de radiación. La cola recta contiene átomos, moléculas y iones, no partículas de polvo, entonces se analiza primero la acción de presión de

51 51 radiación de la luz solar. - En 1943 Karl Wurm evaluó el efecto de la presión de radiación en las moléculas absorbentes de CN, C 2 y CO +. Adicionando a la presión de radiación, la molécula también esta sujeta a la atracción gravitatoria del Sol. La atracción del núcleo cometario puede ser despreciado dado su poca masa. Analizando estos dos efectos Wurm encontró para las moléculas dichas los valores β=0.69, β=1.66 y β=46.9 respectivamente. Como la presión de radiación y gravitatoria mas a menos se compensan entre ellas para las primeras dos moléculas, estas permanecerán en la cabeza del cometa prácticamente su tiempo de vida, lo que además coincide con las observaciones. Por otro lado, el valor β=46.9 para el CO + podría explicar porqué estas moléculas viajan a la cola, pero es todavía muy bajo en comparación con las fuerzas repulsivas que son actualmente observadas. La discrepancia entre los cálculos de la presión de radiación y

52 52 Las fuerzas de repulsión observadas en moléculas y iones estimulo la búsqueda de otros posibles procesos físicos que pudieran explicar la repulsión. - En 1951 Biermann propuso que la radiación corpuscular del Sol provee la fuerza de aceleración de las moléculas en la cola de los cometas. Los electrones libres del Sol son capaces de transferir momento a los iones CO+ de la cola impartiéndoles aceleraciones por arriba de 10 4 cm s -1 las cuales son ampliamente suficientes para explicar las fuerzas repulsivas. De esto, la cola debe ser considerada como un plasma compuesta por iones y electrones comentarios mezclados con protones y electrones solares, como también partículas neutras del cometa. El cometa debería también mostrar otras propiedades características del plasma como efectos de campos magnéticos y fuerzas electromagnéticas. La radiación predicha por Biermann fue detectada en 1959 por un detector de plasma y se le dio el nombre de viento solar.

53 53 Figura 8. Fin.


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