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Los cometas: guía completa. Origen de los cometas



Los cometas provienen principalmente de dos lugares: de la Nube de Oort, situada entre 50.000 y 100.000 UA del Sol, y del Cinturón de Kuiper, localizado más allá de la órbita de Neptuno.

Se cree que los cometas de largo periodo tienen su origen en la Nube de Oort, que lleva el nombre del astrónomo Jan Hendrik Oort. Esto significa que muchos de los cometas que se acercan al Sol siguen órbitas elípticas tan alargadas que sólo regresan al cabo de miles de años. Cuando alguna estrella pasa muy cerca del Sistema Solar, las órbitas de los cometas de la Nube de Oort se ven perturbadas: algunos salen despedidos fuera del Sistema Solar, pero otros acortan sus órbitas. Utilizando modelos de dinámica podemos estimar qué número de cometas nos llegarían en función en función del número de estos cuerpos que haya en la Nube de Oort, es decir, la eficiencia de las perturbaciones. Conocida la eficiencia, podemos invertir el cálculo; como conocemos cuantos cometas de largo periodo nos llegan, podemos estimar los que puede haber en la Nube. Se calcula que hay aproximadamente entre 100.000 millones y un billón de cometas. Si estos tienen un tamaño medio de 1 kilómetro y una densidad similar a la del agua, la masa total de la nube no superaría la masa de la Tierra.


Pero hay una cuestión más que aclarar. Dada la baja masa de la Nube de Oort, los cometas no pudieron formarse allí. Los modelos dinámicos elaborados explican este fenómeno con la hipótesis de que durante la formación del Sistema solar, cuando se formaron los planetas, debido a sus grandes masas, perturbaron las órbitas de los cometas previamente formados empujándolos a las fronteras del Sistema Solar.

En los últimos años se está trabajando con la teoría de que parte de los cometas presentes en la Nube de Oort se formaron en realidad en otros sistemas estelares. Cuando las estrellas nacen, suelen hacerlo en racimos estelares, muy próximos unos astros a los otros. Posteriormente estas estrellas se separan emprendiendo cada una su propio camino evolutivo. A lo largo de su órbita por la galaxia, la Nube de Oort de nuestro Sistema Solar ha podido interactuar con la nube de otras estrellas produciéndose un intercambio de cometas.


Para explicar el origen de los cometas de corto periodo, como el Halley, Gerard Kuiper propuso la existencia de un cinturón de cometas situados más allá de Neptuno, el Cinturón de Kuiper. Kuiper supuso que la masa de Plutón (por entonces sobreestimada) alteraría la órbita de estos pequeños cuerpos empujándolos hacia el Sistema Solar interior. La teoría que se acepta en la actualidad fue propuesta en los años 80 por Julio Fernández basada en que si en una región que dista entre 35 y 50 UA del Sol, hubiese habido una masa en torno a unas diez Tierras, se hubiesen podido formar cuerpos con masas similares a las de los asteroides que posteriormente podrían ser perturbados por Neptuno, lo que los haría visitar el Sistema Solar interior.

Pero la historia no termina aquí. Todavía hay más lugares de los que pueden proceder los cometas.


El seis de octubre del año 2012 se descubría el cometa P/2012 T1 (PANSTARRS)1. Por su órbita, se determinó que pertenecía al Cinturón Principal de Asteroides, que se encuentra entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter. Pero, ¿qué tienen que ver los asteroides que se encuentran en esta zona con los cometas? Pues al parecer no todos son objetos rocosos del Cinturón de Asteroides se encuentran sin actividad. A finales de los años 90 del siglo pasado se descubría el primer asteroide activado (como se han denominado) que mostraba claramente una cola de polvo. Este asteroide que quería ser cometa fue bautizado con el nombre de 133P/Elst-Pizarro, y desde entonces se han descubierto otros 9 objetos de este tipo.



Dentro de esta categoría se han identificado dos tipos de objetos: asteroides activados por eventos impulsivos, como pueden ser una colisión con otro asteroide o una ruptura rotacional, y los llamados Main-Belt Comets (MBCs), cuya actividad parece estar ligada a sublimación de volátiles, como en el caso de los cometas. Se cree que tienen un cierto contenido de agua, aunque menos que los demás cometas, pero todavía no se ha detectado emisión gaseosa en ningún MBC (sólo pequeñas cantidades de agua o de cianuro), aunque también es cierto que debido a su pequeño tamaño y a la gran distancia que nos separa de ellos la detección espectroscópica con la instrumentación actual resulta muy complicada.


Estructura y composición de los cometas




En un cometa podemos discernir su cola de polvo, que está constituida por pequeños granitos de silicatos y material orgánico que se mueven por la acción conjunta de la gravedad solar y la presión de la radiación. Es visible porque parte de esos granitos reflejan la luz solar que reciben. Por ello, las colas tienen un color blanquecino o amarillento. Dependiendo de la cantidad de material expulsado y del tamaño del núcleo, las colas de los cometas se extienden en el espacio hasta unos 100 millones de kilómetros, aunque en casos excepcionales (los cometas de los años 1680 y 1843), la cola ha alcanzado hasta unos 300 millones de kilómetros.

Las colas de los cometas pueden presentar filamentos y girones debido a la actuación de los diferentes campos magnéticos interplanetarios e incluso pueden sufrir un corte y continuar después. A veces, las imperfecciones que se observan en la estructura de las colas o incluso la presencia de chorros que salen directamente del núcleo son debidas a la propia naturaleza del núcleo y la distribución de los materiales que lo forman.



Junto a la cola de polvo, los cometas pueden mostrar una cola recta, con un color ligeramente azulado que se debe a su composición iónica. Es la cola de plasma o iones que se forma, esencialmente, por la interacción del material iónico cometario con el del viento solar y el campo magnético que arrastra. Las colas nacen de la coma, una nebulosa de polvo y gas que, en ocasiones presenta ciertas estructuras brillantes como chorros, capas o abanicos. Finalmente, oculto tras la coma, está lo que sería la esencia cometaria, el núcleo.



La anticola ocurre cuando el núcleo cometario eyecta gran cantidad de partículas de gran tamaño, que por efecto de la atracción gravitatoria, se precipitan al Sol. Para poder observar una anticola en un cometa se deben dar ciertas condiciones: la Tierra debe estar cerca del plano orbital del cometa y el ángulo entre el Sol-cometa-Tierra debe ser mayor de 90°.

El núcleo es un conglomerado de hielos, mayoritariamente agua, pero también monóxido de carbono y granos de polvo. Cuando el núcleo es calentado por el Sol, los hielos subliman, liberando el gas que arrastran consigo los granos de polvo. El núcleo es un cuerpo sólido de forma irregular y baja densidad, con un tamaño del orden de los kilómetros. Se mueve por el cielo por la acción gravitatoria del Sol y demás cuerpos del Sistema Solar, así como por la reacción que produce cuando el gas es liberado. Las partículas despedidas del núcleo miden entre una milésima de milímetro hasta un centímetro de tamaño.

La envoltura de hidrógeno es una corona que fue detectada por primera vez por los satélites OGO 5 y OAO 2. Pueden alcanzar los millones de kilómetros de diámetro.







Las investigaciones realizadas han permitido detectar la presencia de un gran número de compuestos tanto en las comas como en las colas. Hoy sabemos que los componentes volátiles mayoritarios son el agua (80%), seguido del dióxido de carbono, monóxido de carbono, metanol, metano, sulfuro de hidrógeno y amoniaco, y trazas de otros 60 compuestos diferentes.







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