Que es un cometa ?
Los cometas son pequeños cuerpos frágiles de forma irregular compuestos de una mezcla de granos no volátiles y de gases congelados. Usualmente siguen grandes trayectorias alargadas alrededor del Sol. Muchos se hacen visibles, solo con telescopios cuando están suficientemente cerca del Sol para comenzar a subliminar los gases volátiles. Estos materiales que expanden en una enorme atmósfera de escape llamada coma, y son forzados a formar largas colas de polvo y gas producidas por la radiación que constituye el viento solar procedente del sol. Los cometas son cuerpos fríos y sólo los vemos debido a los gases en su coma y colas fluorescentes con la luz del Sol. Se cree que generalmente son hechos de material procedente del sistema solar exterior. Este hecho los convierte en objetos interesantes para los científicos para aprender las condiciones existentes en los primeros períodos de formación del sistema solar.
Los cometas son muy pequeños comparados con los planetas. Sus diámetros promedio usualmente están en el rango de 750 metros o menos, a un poco menos de 20 kilómetros. Recientemente se han encontrado evidencias de cometas muy distantes quizá con diámetros de 300 kilómetros o más, pero aún estos tamaños son muy pequeños en comparación con el tamaño de los planetas.
Por supuesto, los cometas obedecen a las mismas leyes universales de movimiento como lo hacen los demás cuerpos. Las órbitas de los planetas alrededor del Sol son casi circulares, sin embargo, las órbitas de los cometas son muy alargadas. Casi 100 de los cometas conocidos tienen períodos (el tiempo que tardan en dar una vuelta completa alrededor del sol) de 5 a 7 años terrestres de longitud. Su punto más lejano del sol (afelio) esta casi en la órbita de Júpiter, con el punto más cercano al sol (perihelio) muy cercano a la Tierra. Unos pocos cometas como el Halley tienen afelios más allá de Neptuno (seis veces más lejano del sol que Júpiter). Otros cometas proceden de distancias aún más lejanas y tardan cientos o miles de años en completar una vuelta alrededor del Sol. En todos los casos, si un cometa se aproxima muy cercano a Júpiter, es fuertemente atraído por la fuerza gravitacional del gigante y su órbita es alterada, algunas veces radicalmente como le ocurrió al cometa Shoemaker-Levy 9.
El núcleo de un cometa que es la parte sólida ha sido llamado un conglomerado de hielo, una bola sucia de nieve y otras descripciones menos adecuadas. En realidad, el núcleo de un cometa contiene silicatos en su composición, al igual que algunas rocas terrestres, probablemente la mayor parte en muy pequeñas partes y granos. Quizás las partes pequeñas y los granos están pegadas por los gases congelados. Al parecer el núcleo incluye componentes de carbón que le da una apariencia de color negro. Al menos cuando es joven, contiene muchos gases congelados, siendo el más común agua ordinaria. En las condiciones de baja presión del espacio, el agua se sublima. Esto es, se transforma directamente de sólido a gas, al igual que le sucede al hielo en la Tierra. El agua es el 75-80 % del material volátil de muchos cometas. Otros hielos comunes son el monóxido de carbón (CO), dióxido de carbón (CO2), metano (CH4), amonio (NH3) y formaldeído (H2O). Los volátiles y sólidos aparecen mezclados a través del núcleo de un cometa nuevo al aproximarse al sol por primera vez. Cuando el cometa envejece después de muchas vueltas alrededor del sol, existe la evidencia de que pierde la mayor parte de sus hielos, o al menos aquellos que se encuentran cerca de la superficie del núcleo y se convierte en una roca de apariencia frágil, indistinguible de un asteroide a la distancia.
El núcleo de un cometa es pequeño, por lo que su fuerza gravitacional es muy débil. Una persona podría saltar y correr a través de él. La velocidad de escape es sólo de 1 m/seg (comparada a la de la Tierra que es de 11 km/seg). Como resultado los gases escapan y las pequeñas partículas sólidas (polvo) se separan y nunca regresan a la superficie del núcleo. La presión de la radiación o presión de la luz solar hace que estas partículas se agrupen en una cola de polvo en la dirección opuesta al sol. La cola de un cometa puede tener decenas de millones de kilómetros de longitud cuando es vista por la luz reflejada del sol. Las moléculas de gas son desplazadas aparte por la luz ultravioleta del sol, a menudo perdiendo electrones y convirtiéndose en fragmentos o iones eléctricamente cargados. Los iones interactúan con el viento solar procedente del sol y son forzados también a agruparse en una cola de iones que puede extenderse por millones de kilómetros en la dirección opuesta al sol. Estos iones pueden ser vistos como una fluorescencia en el crepúsculo o en el amanecer.
Cada cometa tiene en realidad dos colas, una de iones y otra de polvo. Si el cometa es tenue, sólo una de las dos puede ser detectable y el cometa puede aparecer como una pequeña nubecilla, aún en un telescopio grande. La densidad del material en la coma y en las colas es muy baja, más baja que el mejor vacío producido en muchos laboratorios. En 1986, la nave espacial Giotto pasó a sólo unos pocos cientos de kilómetros del núcleo del cometa Halley. Como la coma y las colas de un cometa pueden extenderse a millones de kilómetros pueden ser fácilmente visibles a simple vista en el cielo nocturno, como el cometa West que hizo su aparición en 1976.
Debido a que el núcleo de un cometa es muy pequeño, es muy difícil estudiarlo desde la Tierra. Siempre aparece como un pequeño punto de luz, aún en el más grande telescopio, si es que no es ocultado por el resplandor de la coma. Se obtuvo una gran experiencia cuando la Agencia Espacial Europea, la Unión Soviética y Japón enviaron una nave hacia el cometa Halley en 1986. Por primera vez, fueron obtenidas imágenes en vivo del activo núcleo y fue medida directamente la composición del polvo y de los gases. En el año 2003, la Agencia Espacial Europea enviará una nave espacial llamada Rosetta para encontrarse con el Cometa 46P/Wirtanen para observarlo por un largo período de tiempo. Por su parte, la NASA enviará en 2004 otra nave hacia el Cometa 9P/Tempel, la que después de 18 meses de viaje, disparará un proyectil de 500 kg a la superficie del cometa para estudiar el polvo y material expuesto por la explosión. Actualmente en 1999, se encuentra en ruta hacia el Cometa Wild 2 la nave Stardust adonde llegará en el año 2004 y retornará a la Tierra en 2006 con muestras de polvo cometario e interplanetario.
Magnitud Absoluta (Ho)
Es la brillantez de un cometa cuando se encuentra a una distancia de 1 UA entre la Tierra y el Sol. Como esto virtualmente nunca sucede, esta cantidad es calculada de la curva de luz del cometa. Desafortunadamente esta cantidad esta lejos de ser absoluta. Puede ser diferente en el pre y post perihelio. También puede cambiar de aparición a aparición (para cometas periódicos).
Coma o cabeza del cometa
La coma o cabeza es la neblina desvanecida que rodea al núcleo real del cometa. La coma (y cola) son realmente todo lo que vemos desde la Tierra. La forma de la coma puede variar de cometa a cometa y para el mismo cometa durante su aparición. La forma depende de la distancia del cometa al sol y la cantidad relativa de la producción de polvo y gas. Para cometas débiles o cometas brillantes que producen poco polvo, la coma es normalmente redonda. Los cometas que están produciendo grandes cantidades de polvo, tienen una forma de abanico o coma parabólica. Esto es debido a están liberando diferentes tamaños de polvo. La cantidad mayor de polvo se mantiene a lo largo de la trayectoria orbital, mientras cantidades menores de polvo son empujadas hacia fuera por el viento solar. Entre menos polvo haya , este es empujado más directamente lejos del sol. Con una distribución adecuada de cantidades menores y mayores de polvo, se forma un abanico. Para cometas dentro de 1 UA, la coma de un cometa polvoso a menudo tiene forma parabólica.
Es normalmente expresado en minutos de arco ( ´ ). Si la coma es redonda, esta es una definición correcta. Si la coma es alargada o tiene una cola, la medición representa la dimensión más pequeña de la coma (normalmente a ángulo recto de la cola).
Grado de Condensación (DC)
Es un indicador de como la brillantez de la coma aumenta hacia el centro de la coma.
Distancia Geocéntrica (Delta)
La distancia de la Tierra al cometa en UA.
Distancia heliocéntrica ( r )
La distancia del cometa al sol en UA.
Cometas con períodos orbitales mayores de 200 años.
“n”
El parámetro fotométrico en la fórmula para brillantez del cometa
m1 = Ho + 5 log (Delta) + 2.5n log ( r )
indica que tan rápido está cambiando la brillantez del cometa con la distancia heliocéntrica r.
Magnitud observada (m1)
Representa la brillantez integrada de la coma del cometa o cabeza como se ve desde la Tierra. Es obtenida normalmente al comparar la brillantez promedio del cometa con la de estrellas desenfocadas de brillantez conocida.
Cualquier cometa con un período orbital de menos de 200 años. Estos cometas son indicados por “P/” antes del nombre. Por ejemplo, P/Halley o más comúnmente conocido como el Cometa Halley Recientemente la Unión Astronómica Internacional ha comenzado a numerar los cometas periódicos que han sido vistos durante más de una aparición. Por lo tanto, el Cometa Halley es 1PHalley y P/de Vico es conocido ahora como 122P/ de Vico.
Angulo de posición (PA)
Representa la dirección del cielo (en grados a partir del norte) hacia donde está apuntando. Por lo tanto, un cometa en el cielo matutino apunta su cola hacia el Oeste y tendrá un ángulo de 270º. Un cometa con una cola apuntando hacia el Sureste tendrá un ángulo de 135º.
La cola de un cometa es lo más representativo de él. Generalmente apunta en dirección opuesta al sol y hay una gran variedad de formas y longitudes y es medida en grados (º).
Existe una información orbital de unos 750 cometas. De este total, aproximadamente 150 tienen períodos de menos de 200 años y son clasificados como cometas de período corto. La mayoría tiene órbitas con inclinaciones de 30º o menos con respecto al plano de la ecíptica. Muchos cometas de período corto tienen afelios cerca de la órbita de Júpiter y se presume que tienen numerosas interacciones gravitacionales con el planeta. Los 600 cometas de período largo son relativamente inalterables a los efectos gravitacionales y sus órbitas están orientadas al azar con respecto al plano de la órbita de la Tierra. A partir de cuidadosos estudios de las órbitas se ha concluído que ninguno de ellos vino con trayectorias hiperbólicas, en otras palabras, ninguno de llos estuvo inicialmente en el espacio interestelar. Esto implica que todos los cometas están unidos gravitacionalmeentre al sol al igual que todos los miembros del sistema solar y que se formaron en el mismo proceso.
En 1950, el astrónomo holandés Jan Oort realizó un cuidadoso estudio de las órbitas cometarias. Al parecer estos objetos se originan muy lejos (pero no en el infinito) del sol. Concluyó que que la mayoría de los cometas residen en una nube esférica alrededor del sol con un radio de quizás 20,000 a 100,000 UA (la estrella Alfa Centauri, se encuentra a unas 275,000 UA de distancia).
De acuerdo al físico Paul Weissman, la nube contiene un estimado de 1 trillón (un millón de billones = 10 18 = 1,000,000,000,000,000,000) de cometas o más, con una masa de unas 25 veces la de la Tierra. Los efectos gravitacionales producidos por el paso de las estrellas y las nubes de gas interestelar tienen varios efectos en los miembros de la nube. Al parecer estos disturbios ocasionan pérdida de energía en los cometas que causa que “caigan“ hacia el sol. Solo aquellos que pasan por las cercanía de la Tierra se convierten en observables para nosotros.
Algunas teorías asignan papeles importantes a los cometas en la formación de las atmósferas de los planetas terrestres, por el abastecimiento de moléculas orgánicas necesarias para el origen de la vida. Estos puntos de vista se han reforzado a partir de la última visita del Cometa Halley. La relación de Deuterio a Hidrógeno (D:H) de este cometa medida por el espectrómetro de masas del Giotto, es igual a la que se encuentra en el agua de los oceános terrestres.
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