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El cometa C/2020 F3 (Neowise) se podrá ver a
simple vista desde Canarias y la Península durante el mes
de julio. Descubierto el pasado 23 de marzo por el satélite
Neowise, el cometa, que ha adoptado el nombre del telescopio
espacial de la NASA con el que fue descubierto, pasó por su
perihelio -el punto de su órbita más cercano al Sol- el día
3 de julio. En ese momento se encontraba a 43 millones de
kilómetros de nuestra estrella y no volveremos a recibir su
visita hasta dentro de 6.800 años. Estos días continúa muy
cerca del Sol y es visible justo antes del amanecer, por lo
que apenas disponemos de alrededor de media hora para observarlo,
debido a que la luz del alba lo hace desaparecer. Su máximo
acercamiento a la Tierra tendrá lugar el 23 de julio, cuando
pase a una distancia de 0,69 unidades astronómicas (103 millones
de km). A partir de ese día podrá verse bien al atardecer.
Al encontrarse cada vez más lejos del Sol, perderá brillo,
pero el contraste será mayor por la oscuridad de la noche,
que se verá favorecida por una delgada Luna creciente.
Los cometas son objetos del Sistema Solar compuestos,
principalmente, por hielo y polvo, por lo que se les conoce
como 'bolas de nieve sucia'. Se mueven alrededor del Sol siguiendo
órbitas muy elípticas, con periodos (tiempo que tardan en
dar una vuelta) que van de unos pocos a cientos de miles de
años. Cuando se acercan a nuestra estrella (perihelio), el
calor derrite los hielos cometarios, desprendiendo gases y
partículas de polvo que forman la cola del cometa, que puede
medir más de un millón de kilómetros. La parte sólida de un
cometa es el núcleo, con tamaños entre 10 km a 40 km. La mayor
parte de los cometas provienen de laNube de Oort (nube esférica
situada a una distancia aproximada de 1 año-luz del Sol),
aunque algunos también tienen su origen en el Cinturón de
Kuiper (disco de materia situado entre 7.500-15.000 millones
de kilómetros del Sol) y suelen ser de corto periodo (menor
de 200 años). Desde el punto de vista astronómico, el estudio
de los cometas es muy interesante, pues son fósiles de la
formación de nuestro sistema solar y, por tanto, contienen
información de la génesis de los sistemas planetarios. Si,
además, el cometa proviene de la Nube de Oort (como es el
caso del cometa Neowise), el interés científico es mayor,
pues suelen ser cometas nuevos que contienen material primigenio
y sin procesar de la nube original (nebulosa solar) que formó
nuestro sistema solar.
En septiembre de 2013, el telescopio espacial
WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), que se encontraba
desmantelado, pues ya había finalizado su misión de realizar
un estudio astronómico de todo el cielo con imágenes en el
infrarrojo, fue reactivado adoptando su nombre actual: NEOWISE.
Su nueva misión era reforzar los esfuerzos de la NASA para
identificar y caracterizar la población de objetos cercanos
a la Tierra (NEOs). Desde entonces ha obtenido cerca de 10,3
millones de conjuntos de imágenes y cuenta con una base de
datos de más de 76 mil millones de detecciones. Los objetos
cercanos a la Tierra (NEOs) son cometas y asteroides que han
sido empujados por la atracción gravitacional de los planetas
hasta el vecindario terrestre. Algunos de los objetos descubiertos
por NEOWISE, como C/2020 F3, han sido clasificados como asteroides
potencialmente peligrosos (PHAs). Los objetos cercanos a la
Tierra se clasifican como PHA, en función de su tamaño y de
lo cerca que pueden acercarse a la órbita de la Tierra.
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La nube de Oort (también llamada nube de Öpik-Oort
en honor a Ernst Öpik y Jan Hendrik Oort) es una nube esférica
de objetos transneptunianos que se encuentra en los límites
del sistema solar, casi a un año luz del Sol, y aproximadamente
a un cuarto de la distancia del Sol a Próxima Centauri, la
estrella más cercana a nuestro sistema solar. Las otras dos
acumulaciones conocidas de objetos transneptunianos, el cinturón
de Kuiper y el disco disperso, están situadas unas cien veces
más cerca del Sol que la nube de Oort. Según algunas estimaciones
estadísticas, la nube podría albergar entre uno y cien billones
(1012 - 1014) de objetos, siendo su masa unas cinco veces
la de la Tierra. Presenta dos regiones diferenciadas: la nube
de Oort exterior, de forma esférica, y la nube de Oort interior,
también llamada nube de Hills, en forma de disco.
Los objetos de la nube están formados por compuestos
como hielo, metano y amoníaco, entre otros, y se formaron
muy cerca del Sol cuando el sistema solar todavía estaba en
sus primeras etapas de formación. Una vez formados, llegaron
a su posición actual en la nube de Oort a causa de los efectos
gravitatorios de los planetas gigantes. Los astrónomos creen
que es la fuente de todos los cometas de período largo y de
tipo Halley, y de algunos centauros y cometas de Júpiter.
Los objetos de la nube de Oort exterior se encuentran muy
poco ligados gravitacionalmente al Sol, y esto hace que otras
estrellas, e incluso la propia Vía Láctea, puedan afectarlos
y provocar que salgan despedidos hacia el sistema solar interior.
La mayoría de los cometas de período corto se originaron en
el disco disperso, pero se cree que, aun así, existe un gran
número de ellos que tienen su origen en la nube de Oort. A
pesar de que tanto el cinturón de Kuiper como el disco disperso
se han observado, estudiado, y también clasificado muchos
de sus componentes, solo tenemos evidencia en la nube de Oort
de cinco posibles miembros: (90377) Sedna, (148209) 2000 CR,
(308933) 2006 SQ, 2008 KV, encontrándose todos ellos en la
nube de Oort interior.
El 26 de marzo de 2014 se anunció el descubrimiento
de un nuevo objeto, que sería el segundo más grande de la
nube tras Sedna, identificado como 2012 VP113. El 10 de noviembre
de 2015, la revista Nature publicaba anunciando el descubrimiento
de un nuevo objeto transneptuniano localizado en los márgenes
inferiores de la nube de Oort. Dicho objeto sería el más lejano
del sistema solar, récord que antes ostentaba el planeta enano
Eris.
Imagen artística del cinturón de Kuiper y de
la nube de Oort.
En 1932, el astrónomo estonio Ernst Öpik postuló
que los cometas de período largo se originaron en una nube
que orbitaba en los confines del sistema solar. En 1950, el
astrónomo holandés Jan Hendrik Oort postuló la teoría de manera
independiente para resolver una paradoja. Las órbitas de los
cometas son muy inestables, siendo la dinámica la que dictamina
si colisionarán con el Sol o con cualquier otro planeta, o
si saldrán despedidos del sistema solar debido a las perturbaciones
de los planetas. Además, al estar formados en su mayor parte
por hielo y otros elementos volátiles, estos se van desprendiendo
gradualmente debido a la radiación electromagnética hasta
que el cometa se divide o adquiere una corteza aislante que
frena la desgasificación. De este modo, Oort razonó que los
cometas no pudieron haberse formado en su órbita actual, y
que debían de haber permanecido durante toda su existencia
en un lejano depósito repleto de estos cuerpos celestes, cayendo
con el tiempo hacia el sistema solar y convirtiéndose en cometas
de período largo.
Existen dos tipos de cometas: los de período
corto (también llamados cometas eclípticos), que presentan
órbitas por debajo de las 10 ua, y los de período largo (cometas
casi isótropos), que poseen órbitas de más de 1000 ua. Oort
investigó los cometas casi isótropos, y encontró que la mayoría
de ellos poseían un afelio (su distancia más lejana al Sol)
de aproximadamente 20 000 ua y parecían provenir de todas
direcciones, lo cual fortalecía su hipótesis y sugería un
depósito de forma esférica. Los escasos cometas que poseían
afelios de 10 000 ua debieron haber pasado en algún momento
muy cerca del sistema solar, siendo influidos por la gravedad
de los planetas y por lo tanto haciendo más pequeña su órbita.
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La unidad astronómica (abreviada ua, au, UA o AU) es
una unidad de longitud igual, por definición, a 149
597 870 700 m, que equivale aproximadamente a la distancia
media entre la Tierra y el Sol. Esta definición está
en vigor desde la asamblea general de la Unión Astronómica
Internacional (UAI) del 31 de agosto de 2012, en la
cual se dejó sin efecto la definición “gaussiana” usada
desde 1976, que era «el radio de una órbita circular
newtoniana y libre de perturbaciones alrededor del Sol
descrita por una partícula de masa infinitesimal que
se desplaza en promedio a 0,01720209895 radianes por
día».
El radián (símbolo: rad) es una unidad
de ángulo en el plano en el Sistema Internacional de
Unidades. El radián mide el ángulo presentado como central
a una circunferencia y su medida es igual a la razón
entre la longitud del arco que comprende de dicha circunferencia
y la longitud del radio, es decir, mide la cantidad
de veces que la longitud del radio cabe en dicho arco.
Hasta 1995 tuvo la categoría de unidad suplementaria
en el Sistema Internacional de Unidades, junto con el
estereorradián. A partir de ese año, y hasta el momento
presente, ambas unidades figuran en la categoría de
unidades derivadas. Esta unidad se utiliza primordialmente
en física, cálculo infinitesimal, trigonometría, goniometría,
etc.
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Distancia de la nube de Oort respecto del resto
de cuerpos del sistema solar.
Se cree que la nube de Oort se extiende desde
2000 ua o 5000 ua hasta 50 000 ua del Sol, aunque algunas
fuentes sitúan su límite entre 100 000 ua y 200 000 ua. La
nube de Oort se puede dividir en dos regiones: la nube de
Oort exterior (entre 20 000 ua y 50 000 ua), de forma esférica,
y la nube de Oort interior (entre 2000 ua y 20 000 ua), que
tiene forma toroidal. La nube exterior se encuentra muy poco
ligada al Sol y es la fuente de la mayor parte de los cometas
de período largo. La nube interior también se conoce como
nube de Hills, en honor a Jack G. Hills, el astrónomo que
propuso su existencia en 1981.
Los modelos predicen que la nube interior debería
poseer decenas o cientos de veces más objetos que la nube
exterior; parece ser que la nube de Hills reabastece de cometas
a la nube exterior a medida que se van agotando y explica
la existencia de la nube de Oort tras miles de millones de
años. Se cree que la nube de Oort puede albergar varios billones
de cuerpos de más de 1,3 kilómetros de diámetro y quinientos
mil millones con una magnitud absoluta menor a +10,9 (cuanto
menor es el valor, mayor es el brillo). A pesar del número
tan elevado de cuerpos, cada uno de ellos estaría separado
en promedio varias decenas de millones de kilómetros con respecto
al más cercano.
La masa de la nube de Oort no se sabe con certeza,
pero si se toma el cometa Halley como prototipo de objeto
de la nube exterior, se estima que la masa sería de 3x1025
kg, unas cinco veces la de la Tierra. Anteriormente se pensaba
que su masa podría llegar a ser hasta trescientas ochenta
veces la masa terrestre, pero nuestra comprensión de la distribución
de tamaños de los cometas de período largo ha reducido las
estimaciones. Actualmente la masa de la nube de Oort interior
continúa siendo desconocida. Si los cometas que se han analizado
conforman una estimación de los que se encuentran en la nube
de Oort, la gran mayoría estarían formados por hielo, metano,
etano, monóxido de carbono y ácido cianhídrico. Sin embargo,
el descubrimiento del objeto transneptuniano 1996 PW, que
posee una órbita más característica de un cometa de período
largo, sugiere que la nube también alberga objetos rocosos.
Los análisis de los isótopos de carbono y nitrógeno
revelan que apenas existen diferencias entre los cometas de
la nube de Oort y los cometas de Júpiter, a pesar de las enormes
distancias que los separan. Este hecho sugiere que todos ellos
se formaron en la nube protosolar, durante la formación del
sistema solar. Estas conclusiones son también aceptadas por
los estudios del tamaño granular en los cometas de la nube
de Oort, así como también por el estudio de los impactos del
cometa 9P/Tempel 1.
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9P/Tempel 1 o cometa Tempel 1 es un cometa periódico.
Fue descubierto el 3 de abril de 1867 por Wilhelm Tempel,
un astrónomo que trabajaba en Marsella. Cuando fue descubierto,
el cometa alcanzaba su perihelio una vez cada 5,68 años.
Se volvió a observar en 1873 y 1879. Sin embargo, la
órbita de Tempel 1 se acerca en ocasiones a Júpiter,
hecho que provoca un cambio en su periodo orbital. Este
evento ocurrió en 1881, alargando el periodo orbital
a 6,5 años. El perihelio también cambió, aumentándose
en 50 millones de kilómetros, dejando al cometa mucho
menos visible desde la Tierra. Como resultado, los astrónomos
perdieron la pista al cometa y supusieron que se había
desintegrado. No fue hasta los años 60 cuando el astrónomo
estadounidense Brian G. Marsden redescubrió Tempel 1,
al realizar cálculos precisos de la órbita del cometa,
teniendo en cuenta perturbaciones en Júpiter. Su período
orbital actual equivale a 5,5 años.
Detalle de un cráter en la imagen del
Cometa Tempel 1 tomada por el proyectil disparado desde
la sonda Deep Impact unos segundos antes del impacto.
Deep Impact (en español Impacto Profundo)
es una sonda espacial de la NASA ideada para estudiar
la composición del interior de un cometa. La sonda fue
lanzada el 12 de enero de 2005, y se acercó al núcleo
del cometa 9P/Tempel 1 el 4 de julio del mismo año,
coincidiendo la fiesta de la independencia de Estados
Unidos. Una sección de la sonda, llamada el impactador,
se separó y se lanzó hacia el núcleo, con el que hizo
impacto treinta y cuatro horas después, abriendo un
cráter de 150 m de diámetro. El acontecimiento entero
fue fotografiado y estudiado por la sección restante,
la sonda de sobrevuelo, así como por telescopios en
la Tierra y en órbita terrestre.
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Todo indica que la nube de Oort se formó como
remanente del disco protoplanetario que se formó alrededor
del Sol hace 4600 millones de años. La hipótesis más aceptada
es que los objetos de la nube de Oort se formaron muy cerca
del Sol, en el mismo proceso en el que se crearon los planetas
y los asteroides, pero las interacciones gravitatorias con
los jóvenes planetas gaseosos como Júpiter y Saturno expulsaron
estos objetos hacia largas órbitas elípticas o parabólicas.
Se han realizado simulaciones de la evolución de la nube de
Oort desde su formación hasta nuestros días y estas muestran
que su máxima masa la adquirió 800 millones de años tras su
formación. Los modelos realizados por el astrónomo uruguayo
Julio Ángel Fernández sugieren que el disco disperso, que
es la principal fuente de cometas periódicos del sistema solar,
podría ser también la principal fuente de los objetos de la
nube de Oort. De acuerdo con sus modelos, la mitad de los
objetos dispersados viaja hacia la nube de Oort, un cuarto
queda atrapado orbitando a Júpiter, y otro cuarto sale expulsado
en órbitas parabólicas. El disco disperso todavía podría seguir
alimentando a la nube de Oort, proporcionándole nuevo material.
Se ha calculado que, al cabo de 2500 millones de años, un
tercio de los objetos del disco disperso acabarán en la nube
de Oort.
Los modelos computacionales sugieren que las
colisiones de los escombros de los cometas ocurridos durante
el período de formación desempeñan un rol mucho más importante
de lo que anteriormente se creía. De acuerdo con estos modelos,
durante las fases más tempranas del sistema solar sucedieron
tal cantidad de colisiones, que muchos cometas fueron destruidos
antes de alcanzar la nube de Oort. Así pues, la masa acumulada
en la actualidad en la nube de Oort es mucho menor de lo que
se pensaba. Se calcula que la masa de la nube de Oort es solo
una pequeña parte de las entre cincuenta y cien masas terrestres
de material expulsado. La interacción gravitatoria de otras
estrellas y la marea galáctica modifica las órbitas de los
cometas, haciéndolas más circulares. Esto podría explicar
la forma esférica de la nube de Oort exterior. Por otro lado,
la nube interior, que se encuentra más ligada gravitacionalmente
al Sol, todavía no ha adquirido dicha forma. Estudios recientes
muestran que la formación de la nube de Oort es compatible
con la hipótesis de que el sistema solar se formó como parte
de un cúmulo de entre doscientas y cuatrocientas estrellas.
Si la hipótesis es correcta, las primeras estrellas del cúmulo
que se formaron podrían haber afectado en gran medida a la
formación de la nube de Oort, dando lugar a frecuentes perturbaciones.
Imagen artística de un disco protoplanetario,
similar al que formó el sistema solar. Se cree que los objetos
de la nube de Oort se formaron en el interior de estos discos
(muy lejos de la actual posición de la nube), cerca de los
planetas gigantes como Júpiter cuando todavía estaban formándose,
y que la gravedad de estos expulsó al exterior los objetos
que hoy forman la nube de Oort.
Se cree que los cometas se han originado en
dos puntos bien diferenciados del sistema solar. Los cometas
de período corto se generaron en su mayor parte en el cinturón
de Kuiper o en el disco disperso, que comienzan a partir de
la órbita de Plutón (a 38 ua del Sol) y se extienden hasta
las 100 ua. Los de período largo, como el cometa Hale-Bopp,
que tardan miles de años en completar una órbita, se originaron
todos en la nube de Oort. El cinturón de Kuiper genera pocos
cometas debido a su órbita estable, al contrario que el disco
disperso, que es dinámicamente muy activo. Los cometas escapan
del disco disperso y caen bajo los dominios gravitatorios
de los planetas exteriores, convirtiéndose en lo que se conoce
como centauros. Estos centauros, con el tiempo, son enviados
más adentro del sistema solar y se convierten en cometas de
período corto.
Los cometas de período corto pueden dividirse
en dos tipos: los de la familia de Júpiter y los de la familia
del Halley (también llamados cometas tipo Halley). Su principal
diferencia radica en el período; los primeros tardan menos
de veinte años en completarlo y tienen semiejes mayores en
torno a 5 ua y los segundos tardan más de veinte años y su
semieje mayor suele ser de más de 10 ua.
También se puede utilizar el parámetro de Tisserand
para diferenciarlos, siendo "{\displaystyle {T_{p}}=2}{\displaystyle
{T_{p}}=2}" la frontera de separación entre ambos, aunque
su efectividad está disputada. Además, los cometas de la familia
de Júpiter tienen inclinaciones orbitales bajas, unos 10°
de media, mientras que los de tipo Halley tienen inclinaciones
orbitales muy desiguales, aunque generalmente muy pronunciadas,
de unos 41° de media. Todas estas diferencias tienen lugar
debido a su origen: los cometas de la familia de Júpiter se
formaron en su mayor parte en el disco disperso, mientras
que los de la familia del Halley se originaron en la nube
de Oort. Se cree que estos últimos fueron cometas de período
largo que fueron capturados por la gravedad de los planetas
gigantes y enviados al sistema solar interior. Jan Oort se
percató de que el número de cometas era menor que el predicho
por su modelo y todavía en la actualidad el problema está
sin resolver. Las hipótesis apuntan a la destrucción de los
cometas por impacto o a su disgregación por fuerzas de marea;
también se sugiere la pérdida de todos los compuestos volátiles
o la formación de una capa no volátil en su superficie, lo
cual haría invisible al cometa. Se ha observado también que
la incidencia de los cometas en los planetas exteriores es
mucho mayor que en los interiores. Lo más probable es que
se deba a la atracción gravitatoria de Júpiter, que actuaría
a modo de barrera, atrapando los cometas y haciendo que colisionaran
con él, del mismo modo que sucedió con el cometa Shoemaker-Levy
9 en 1994.
Cometa Halley, es el prototipo de los cometas
tipo Halley (período corto), que se cree que se originaron
en el cinturón de Kuiper.
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Las fuerzas de marea se producen debido a que la gravedad
que ejerce un cuerpo decrece con la distancia. El efecto
más cotidiano son las mareas que la Luna provoca sobre
los océanos terrestres, causando que estos suban o bajen
según su cercanía al satélite. Del mismo modo, la Vía
Láctea ejerce estas fuerzas de marea sobre la nube de
Oort, deformándola ligeramente hacia el centro de la
galaxia (por lo que la nube de Oort no es una esfera
perfecta). En el sistema solar interior esta marea galáctica
es ínfima, ya que la gravedad solar predomina; pero
cuanto mayor es la lejanía al Sol aquella se vuelve
cada vez más perceptible. Esta pequeña fuerza es suficiente
para perturbar el movimiento de algunos miembros de
la nube y una parte de ellos son enviados hacia el Sol.
Algunos expertos creen que la marea galáctica pudo
haber aumentado los perihelios (distancia más cercana
al Sol) de algunos planetesimales con grandes afelios,
contribuyendo así a la formación de la nube de Oort.
Un afelio es el punto más alejado de la órbita de un
planeta alrededor del Sol. Es el opuesto al perihelio,
el punto más cercano al Sol.
Los efectos de la marea galáctica son muy complejos
y dependen en gran medida del comportamiento de cada
uno de los objetos del sistema planetario. Por el contrario,
a nivel global los efectos son más que evidentes: se
cree que cerca de un 90% de los cometas que expulsa
la nube de Oort se deben a ella. Los modelos estadísticos
basados en las órbitas de los cometas de período largo
apoyan esta idea.
Al igual que la Luna ejerce mareas sobre
los océanos de la Tierra, la nube de Oort también sufre
estas fuerzas de marea; siguiendo el símil, la Luna
sería la Vía Láctea y los océanos los objetos de la
nube de Oort.
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Al estudiar las extinciones en la Tierra, los
científicos advirtieron un patrón que se repite cada cierto
tiempo. Observaron que aproximadamente cada 26 millones de
años en nuestro planeta desaparece un porcentaje de especies
considerable, aunque todavía no se sabe con certeza qué lo
causa. La marea galáctica podría explicar estos ciclos de
extinciones. El Sol gira alrededor del centro de la Vía Láctea
y, en su órbita en torno a él, pasa por el plano galáctico
con cierta regularidad. Cuando nuestro astro está situado
fuera del plano galáctico la fuerza de marea provocada por
la galaxia es más débil; del mismo modo, cuando cruza el plano
galáctico la intensidad de esta fuerza llega a su máximo,
resultando en un incremento de la perturbación de la nube
de Oort y, por tanto, del envío de cometas hacia el sistema
solar interior hasta un factor de cuatro. Se calcula que el
Sol pasa a través del plano galáctico en intervalos de entre
veinte y veinticinco millones de años. Sin embargo, algunos
astrónomos creen que el paso del Sol por el plano galáctico
no puede explicar por sí solo el aumento del envío de cometas,
argumentando que actualmente el Sol está situado muy cerca
del plano galáctico y sin embargo el último evento de extinción
sucedió hace apenas 15 millones de años. En lugar de ello
proponen como causa el paso del Sol por los brazos espirales
de la galaxia, los cuales, aparte de albergar a multitud de
nubes moleculares que perturban la nube de Oort, también acogen
a numerosas gigantes azules, cuyo tiempo de vida es muy corto
al consumir más rápidamente su combustible nuclear y en cuestión
de unos pocos millones de años explotan violentamente originando
supernovas.
Aparte de la marea galáctica, existen otros
mecanismos capaces de enviar cometas hacia el sistema solar
interior, como los campos gravitatorios de las estrellas cercanas
o de las grandes nubes moleculares. En ocasiones, durante
la órbita que sigue el Sol a través de la galaxia se aproxima
a otros sistemas estelares. Por ejemplo, se ha calculado que
durante los próximos diez millones de años la estrella conocida
con mayores posibilidades de afectar a la nube de Oort es
Gliese 710 (de hecho, se calcula que dentro de unos 1,4 millones
de años transitará por la nube de Oort, aumentando hasta en
un 50% la tasa de expulsión de cometas). Este proceso también
dispersa los objetos fuera del plano eclíptico, explicando
la distribución esférica de la nube.
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Los cometas son los cuerpos celestes constituidos por
hielo, polvo y rocas que orbitan alrededor del Sol siguiendo
diferentes trayectorias elípticas, parabólicas o hiperbólicas.
Los cometas, junto con los asteroides, planetas y satélites,
forman parte del sistema solar. La mayoría de estos
cuerpos celestes describen órbitas elípticas de gran
excentricidad, lo que produce su acercamiento al Sol
con un período considerable. A diferencia de los asteroides,
los cometas son cuerpos sólidos compuestos de materiales
que se subliman en las cercanías del Sol. A gran distancia
(a partir de 5-10 UA) desarrollan una atmósfera que
envuelve al núcleo, llamada coma o cabellera, que está
formada por gas y polvo. A medida que el cometa se acerca
al Sol, el viento solar azota la coma y se genera la
cola característica, la cual está formada por polvo
y el gas de la coma ionizado. Fue después del invento
del telescopio cuando los astrónomos comenzaron a estudiar
a los cometas con más detalle, advirtiendo entonces
que la mayoría tienen apariciones periódicas.
Edmund Halley fue el primero en darse cuenta de ello
y pronosticó en 1705 la aparición del cometa Halley
en 1758, para el cual calculó que tenía un periodo de
76 años, aunque murió antes de comprobar su predicción.
Debido a su pequeño tamaño y órbita muy alargada, solo
es posible ver los cometas cuando están cerca del Sol
y por un corto periodo de tiempo. Los cometas son generalmente
descubiertos de manera visual o usando telescopios de
campo ancho u otros medios de magnificación espacial
óptica, tales como los binoculares. Sin embargo, aun
sin acceso a un equipo óptico, es posible descubrir
un cometa rasante solar en línea si se dispone de una
computadora y conexión a Internet. En los años recientes,
el Observatorio Rasante Virtual de David (David J. Evans)
(DVSO) ha permitido a muchos astrónomos aficionados
de todo el mundo descubrir nuevos cometas en línea (frecuentemente
en tiempo real) usando las últimas imágenes del Telescopio
Espacial SOHO. Un caso reciente (28 de noviembre de
2013) de un cometa rasante del Sol que resultó volatilizado
al aproximarse al Sol ha sido ISON, que procedía probablemente
de la nube de Oort. Las órbitas periódicas tienen forma
de elipses muy excéntricas.
Cometa Hale-Bopp.
Los cometas provienen principalmente de dos lugares,
la nube de Oort, situada entre 50 000 y 100 000 UA del
Sol, y el 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. Esta nube
consiste de restos de la condensación de la nébula solar.
Esto significa que muchos de los cometas que se acercan
al Sol siguen órbitas elípticas tan alargadas que solo
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. 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. Las órbitas
de los cometas están cambiando constantemente: sus orígenes
están en el sistema solar exterior y tienen la propensión
a ser altamente afectados (o perturbados) por acercamientos
relativos a los planetas mayores. Algunos son movidos
a órbitas muy cercanas al Sol y se destruyen cuando
se aproximan, mientras que otros son enviados fuera
del sistema solar para siempre. Si su órbita es elíptica
y de período largo o muy largo, provienen de la hipotética
nube de Oort, pero si su órbita es de período corto
o medio-corto, provienen del cinturón de Edgeworth-Kuiper,
a pesar de que hay excepciones como la del Halley, con
un período de 76 años (corto), que proviene de la nube
de Oort. Conforme los cometas van sublimando, acercándose
al Sol y cumpliendo órbitas, van sublimando su material,
y perdiéndolo por consecuencia, disminuyendo de magnitud.
Tras un cierto número de órbitas, el cometa se habrá
"apagado", y cuando se acaben los últimos materiales
volátiles, se convertirá en un asteroide normal y corriente,
ya que no podrá volver a recuperar masa. Ejemplos de
cometas sin materiales volátiles son: 7968-Elst-Pizarro
y 3553-Don Quixote.
Los cometas llegan a tener diámetros de algunas decenas
de kilómetros y están compuestos de agua, hielo seco,
amoníaco, metano, hierro, magnesio, sodio y silicatos.
Debido a las bajas temperaturas de los lugares donde
se hallan, estas sustancias se encuentran congeladas.
Algunas investigaciones apuntan a que los materiales
que componen los cometas son materia orgánica y resultan
determinantes para la vida, lo que daría lugar a que
en la temprana formación de los planetas impactaran
contra la tierra y dieran origen a los seres vivos.
Cuando se descubre un cometa se lo ve aparecer como
un punto luminoso, con un movimiento perceptible sobre
el fondo de estrellas llamadas fijas. Lo primero que
se ve es el núcleo o coma; luego, cuando el astro se
acerca más al Sol, comienza a desarrollar lo que conocemos
como la cola del cometa, que le confiere un aspecto
fantástico. Al acercarse al Sol, el núcleo se calienta
y el hielo sublima, pasando directamente al estado gaseoso.
Los gases del cometa se proyectan hacia atrás, lo que
motiva la formación de la cola apuntando en dirección
opuesta al Sol y extendiéndose millones de kilómetros.
Los cometas presentan diferentes tipos de colas. Las
más comunes son la de polvo y la de gas. La cola de
gas se dirige siempre en el sentido perfectamente contrario
al de la luz del Sol, mientras que la cola de polvo
retiene parte de la inercia orbital, alineándose entre
la cola principal y la trayectoria del cometa. El choque
de los fotones que recibe el cometa como una lluvia,
aparte de calor, aportan luz, que es visible al ejercer
el cometa de pantalla, reflejando así cada partícula
de polvo la luz solar. En el cometa Hale-Bopp se descubrió
un tercer tipo de cola compuesta por iones de sodio.
Las colas de los cometas llegan a extenderse de forma
considerable, alcanzando millones de kilómetros. En
el caso del cometa 1P/Halley, en su aparición de 1910,
la cola llegó a medir cerca de 30 millones de kilómetros,
un quinto de la distancia de la Tierra al Sol. Cada
vez que un cometa pasa cerca del Sol se desgasta, debido
a que el material que va perdiendo nunca es repuesto.
Se espera que, en promedio, un cometa pase unas dos
mil veces cerca del Sol antes de sublimarse completamente.
A lo largo de la trayectoria de un cometa, este va dejando
grandes cantidades de pequeños fragmentos de material;
cuando casi todo el hielo volátil ha sido expulsado
y ya no le queda suficiente para tener coma, se dice
que es un cometa extinto. Cuando la Tierra atraviesa
la órbita de un cometa, estos fragmentos penetran en
la atmósfera en forma de estrellas fugaces o también
llamadas lluvia de meteoros. En mayo y octubre se pueden
observar las lluvias de meteoros producidas por el material
del cometa Halley: las Eta Acuáridas y las Oriónidas.
Los astrónomos sugieren que los cometas retienen, en
forma de hielo y polvo, la composición de la nebulosa
primitiva con que se formó el Sistema Solar y de la
cual se condensaron luego los planetas y sus lunas.
Por esta razón el estudio de los cometas puede dar indicios
de las características de aquella nube primordial.
Han llamado la atención de los hombres de todas las
civilizaciones. Generalmente eran considerados un mal
augurio. Se ha relacionado la súbita aparición de cometas
con hechos históricos, como batallas, nacimientos (véase
Jesucristo) o muertes. Estas creencias perduran hasta
nuestros días, aunque tienen mucho menos predicamento
que en la antigüedad. En la antigüedad, su aparición
venía acompañada de malos presagios. Los astrólogos
le atribuían el augurio de muerte inminente de algún
rey o emperador. Pero lo cierto es que, si bien este
tipo de creencias ha sido superado por la mayoría de
las personas, existe todavía el temor de un posible
impacto sobre la superficie de la Tierra de efectos
apocalípticos.
El tapiz de Bayeux, que conmemora la invasión
normanda de Inglaterra del año 1066 y en la que se ve
representado el paso del cometa Halley.
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