COMETAS Miculán, Romina Argumero, Virginia Seminario de Astrobiología. La Plata. 2011

Parte Dinámica

Introducción La apariencia general de un cometa es conocida como una bola luminosa con una cola larga, pero erróneamente pensada como una estela de humo que se deja después de su movimiento. Algunos cometas son los objetos astronómicos más espectaculares que pueden ser vistos a simple vista y por eso engendran la fascinación de la gente.

En tiempos lejanos los cometas eran una especie de test psicológico proyectivo: algo totalmente desconocido que había que describir con lenguaje corriente. La palabra cometa procede del griego cabellera. El cometa sugiere unas trenzas en el aire. El pueblo tshi de Zaire llamaba a los cometas estrellas peludas. Para los chinos eran estrellas escobas. Según los tonga, son estrellas de polvo, los aztecas los consideraban estrellas humeantes.

Era difícil desentenderse personalmente de los cometas.Nadie podía. Esta tendencia a interpretar cada aparición como un telegrama enviado por los dioses a la población local impregnaba casi todas las observaciones cometarias hasta el Siglo XVI. Raramente han estado tan de acuerdo tantas culturas diversas en todo el mundo.En todas las regiones de la tierra, con sólo algunas excepciones, los cometas fueron anuncios de cambios no deseados, de infortunios y de males. Todos los sabían. Hyakutake(1996)

Definiciones

Edmund Halley ( ) fue el primero en reconocer que los cometas eran cuerpos en órbitas alrededor del Sol y por lo tanto deberían repetir sus apariencias en una manera periódica. Él sostuvo que el cometa visto en 1682 fue el mismo que los cometas vistos en 1607,1531 y posiblemente al de 1456, y predijo el retorno de dicho cometa para Él no vivió para ver confirmarse su predicción pero este cometa que aun se ve lleva su nombre. Halley tenía el beneficio del análisis de órbitas planetarias de Newton, que aplicó también a los cometas, y fue capaz de deducir que estos cuerpos se mueven alrededor del Sol en órbitas muy excéntricas.

Cometas vs Asteroides Los cometas al igual que los asteroides son cuerpos primitivos del Sistema Solar y se piensa que son residuos de la formación planetaria. Los cometas son generalmente considerados como vestigios de los materiales de las regiones por fuera de la Nebulosa Solar, mientras que los asteroides son considerados como materiales que se formaron o se terminaron de formar cerca del Cinturón de Asteroides, mayormente entre 1.9 UA y 3.2 UA, o en la región de Asteroides Troyanos en una órbita sincronizada con Júpiter cerca de 5.2 UA.

La IAU define la diferencia entre cometas y asteroides debido a la presencia de actividad cometaria, es decir, dependiendo de la formación de la coma y/o una cola. Esto es una definición práctica, pero la distinción real entre cometas y asteroides es algunas veces arbitraria e imprecisa.

Formación Los cometas se formaron en la parte externa de la Nebulosa Solar, cerca de las órbitas de los planetas Jovianos, y como producto de la formación de estos planetas fueron dispersados hacia el exterior, siendo guardados en dos reservorios distantes:

Nube de Oort: durante el proceso de formación de Urano y Neptuno gran cantidad de objetos fueron dispersados por estos planetas y de alguna manera se acumularon dentro de una esfera concéntrica al Sistema Solar de unas 1000 a 100 mil UA. Cinturón de Kuiper: se encuentra más allá de la órbita de Neptuno. Cuando un objeto interactúa gravitacionalmente con Neptuno su órbita puede cambiar de manera que se acerque al Sol y puede entonces transformarse en un cometa visible.

Como los cometas son miembros sobrevivientes de una distribución inicial muy vasta de cuerpos sólidos que fueron formados en regiones frías de la Nebulosa Solar, son objetos congelados, que contienen principalmente agua de hielo y en menor proporción otros materiales volátiles como CO, CO2, etc.

Clasificación: Las medidas de los períodos de las órbitas de los cometas muestran una variación muy amplia y suele dividirse en dos categorías: Cometas de Corto Período (CP) T < 200 años Cinturón de Kuiper (30-50 UA) Cometas de Largo Período (LP) T > 200 años Nube de Oort Observemos que esto es una división arbitraria, pero lo suficientemente fuerte como para distinguir a aquellos que se mueven bastante cerca de la región ocupada por los planetas y a aquellos que se mueven por fuera de esta región.

Hay alrededor de 100 cometas de CP observado, aquellos con período de 20 años tienen inclinaciones más o menos variantes Cometa Halley: T=76 años i=162º Movimiento retrógrado Los cometas son significativamente perturbados por los planetas, especialmente por los planetas mayores, haciendo que su período varíe Cometa Halley: 74 años < T < 78 años Hay cerca de 70 cometas de CP, con períodos orbitales entre 3 y 10 años, con órbitas directas, inclinaciones pequeñas (i<30º) y excentricidades entre 0,3 y 0,7.

Características orbitales de una selección de cometas CP, junto con las características de Halley: Todos estos cometas forman la Familia de Cometas de Júpiter, y se presume que originalmente fueron cometas de período largo que interactuaron con Júpiter en una serie de perturbaciones pequeñas en sus ocasionales incursiones por el Sistema Solar.

Estructura física del cometa Los cometas cuya distancia al Sol supera las 5 UA son difíciles de observar. A esta distancia un cometa típico es un objeto inerte y sólido, usualmente con un albedo visual bajo y un diámetro de unos pocos kilómetros. A medida que se acerca al Sol su apariencia cambia drásticamente. El material vaporizado se fuga, a veces en forma de jets desde regiones limitadas del núcleo sólido formando una esfera gaseosa en forma de coma cuyo radio puede extenderse unos 100 mil o 1 millón de km.

Jets del Halley (1986). Giotto

En el proceso en el que se libera gas, algo de polvo se eyecta y forma parte de esa coma. La coma se vuelve visible debido a la acción del Sol. Por fuera de la coma, con 10 veces su dimensión, hay una gran nube de hidrógeno que no emite luz en el visible, pero puede ser detectada en el UV. Finalmente el cometa desarrolla una cola, o incluso dos colas, que se pueden ver gracias a los vientos solares, de manera que la cola apunta en dirección antisolar.

Lo que actualmente se cree sobre la estructura del núcleo, es que es una bola de nieve sucia. El mejor modelo es el de una mezcla de rocas de silicato y hielo. El material por fuera de un cometa que ha hecho varios pasajes por el perihelio sería relativamente deficiente en cuanto a sus componentes volátiles y probablemente tendría una forma rocosa frágil.

A medida que el núcleo se acerca al Sol absorbe la radiación solar y el calor de la energía penetrará en su interior causando la sublimación del material volátil. Estas presiones producen una fractura en la corteza en regiones más débiles y los jets de vapor escaparan para formar la coma. Las moléculas en la coma van a fluorecer, esto es, serán excitadas por radiación UV que viene del Sol, y luego emitirán radiación visible cuando vuelvan a un estado rocoso, y es a partir de esta radiación visible que puede encontrarse la composición de la coma.

Los radicales libres son fragmentos de moléculas por efectos disruptivos de la radiación UV que reaccionan con otro material para formar moléculas estables. En la coma la densidad es muy baja y los radicales libres sobrevivirán por un período largo antes de tomar contacto con otro material con el cual reaccionar. Es por esta razón que su presencia se detecta espectroscópicamente.

La composición del halo es justo lo que se esperaba: una mezcla de materiales volátiles del Sistema Solar como agua, dióxido de carbono, amoníaco, metano, más tramos de un material volátil menos común y también polvo silicato. La disociación de sustancias volátiles que contienen H nos llevarían a la producción de átomo libres de H. En virtud de su masa pequeña serán muy volátiles y se moverán en largas distancias, de manera de formar una nube de hidrógeno que puede ser detectada por un satélite o de telescopios en naves espaciales por una emisión UV.

La característica más destacada de un cometa es su cola, o más precisamente sus colas. Las moléculas en la coma no solo se disocian en átomos y radicales libres, sino también se ionizan formando plasmas -una mezcla de partículas cargadas positiva y negativamente sin carga neta-.

La cola de polvo consiste en granos finos de silicato y es usualmente amarillo debido a que la mayor parte de su luz se refleja en la luz del Sol. La cola de plasma es arrastrada por el viento solar, y un flujo de partículas cargadas actúan con el campo magnético solar. Como los vientos solares se mueven desde el Sol, lo mismo hace la cola del plasma. La cola tiene un color azul debido a la fuerte emisión de CO+ y 1UA en longitud.

Hale-Hoop (1997)

Las fuerzas de las partículas de polvos son en primer instancia debido a la atracción del Sol que tenderá a enviar a órbitas Keplerianas, y en segunda instancia la acción del viento solar que tenderá a moverlo en dirección opuesta a la del Sol. El viento solar brinda fuerzas muy fuertes de manera que el efecto neto es una cola con dirección antisolar distinguida de la cola del plasma. Sin embargo las colas de polvo son mucho más cortas que las colas de plasma y raramente exceden 0.1 UA en longitud. Cometa Mrkos (1975)

Hale-Boop (1997) con sus colas de gas y polvo Hyakutake(1996) con su cola de gases