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Objetivo científico de la observación de cometas Recopilación: Luis Alberto Mansilla Salvo (Argentina) Coordinador Sección Cometas de la LIADA – e-mail: [email protected] Los cometas y los asteroides son los objetos menores del Sistema Planetario que se desplazan alrededor del Sol de manera similar a los planetas. Todo parece indicar que los cometas son los primeros conglomerados de gases y polvo que se condensaron, hace unos cinco mil millones de años, en los bordes de la nebulosa primordial que dio origen al Sol y a los planetas. Los cometas se definen hasta ahora como «bolas de nieve sucia y poco compacta», parece ser que la mayoría de ellos habitan en una gigantesca envoltura compuesta por el Cinturón de Kuiper y la Nube de Oort, en los confines del Sistema Solar. Para esta definición conviene tener en cuenta que llamamos "nieve" a la suma de todos los gases congelados que constituyen la parte volátil de los cometas. Estas "nieves" pueden ser no sólo de agua congelada sino también de otros gases como óxido y dióxido de carbono, metano, amoníaco, etano, cianuros, etc y el polvo atrapado en éstos. Hoy, a juzgar por lo visto por las sondas espaciales, en lo referente a los núcleos cometarios, estos no parecen ser “poco compactos” como lo afirma la definición. En un tiempo más veremos los resultados obtenidos del Deep Impact sobre el cometa periódico Tempel 1. Al estar sometidos los cometas a la fuerza de la gravedad, como cualquier otro objeto del Universo, de vez en cuando sucede que la interacción gravitatoria con otro cometa, o bien la ejercida por uno o más componentes de nuestro sistema –los planetas gigantes en particular-, o la marea gravitacional de una estrella del entorno de esta parte de la galaxia, es capaz de arrancarlo de su posición más o menos estable en la nube original y así precipitarlo en dirección al Sol. Una vez iniciado el viaje, nuevos encuentros gravitatorios con algunos componentes de nuestro sistema definirán cual será su órbita. En cuanto a las dimensiones de los cometas estas van desde 0,5 Km a unos 50 Km . A medida que se van aproximando al Sol, el creciente calor absorbido, va sublimando (la sublimación es el paso del estado sólido al gaseoso) y liberando en su recorrido (órbita) grandes cantidades de gas, con lo que se conforman los ya conocidos atributos visibles de todo cometa: la “coma o cabellera” y sus llamativas colas. Una órbita parabólica o hiperbólica (curvas abiertas) significa que el cometa caerá al interior del Sistema Solar, rodeando al Sol para alejarse y no volver nunca más. En cambio, una órbita de tipo elíptica (curva cerrada) nos indica que el cometa volverá y, cuanto menos alargada sea la elipse menos tiempo tardará en recorrerlo, dependiendo esto último de su mínima distancia orbital. Para tener una idea de la ubicación de los repositorios de los cometas indicamos algunas distancias:

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Distancia del Sol al Cinturón de Kuiper: entre 30 y 200 UA –unidades astronómicas-. Distancia del Sol a la Nube de Oort: entre 12.000 y 50.000 UA. Esta tiene la particularidad de que su capa exterior, al contrario que la del Cinturón de Kuiper, es bastante irregular, debido a que el dominio gravitatorio del Sol es menor en las direcciones de las estrellas cercanas). El Cinturón de Kuiper y la Nube de Oort no están una inmediatamente después de la otra, sino que hay como un vacío entre ellas. Este vacío explicaría la virtual ausencia de cometas con períodos de más de 300 años y menos de 1000 años. Otros datos referenciales son: Distancia media del Sol a Plutón: 39,5 UA. Distancia media de la Tierra al Sol = 8 minutos y 19 segundos luz.; 1 año luz = 63.240 UA Distancia de la Tierra a la estrella más cercana: aproximadamente 275.000 UA o 4,2 años luz. 1 UA = 150 millones de Km Visibilidad de los cometas Son muchos los cometas que visitan las cercanías del Sol, pero pocos los que conseguimos observar con telescopios desde la Tierra y mucho menos los que podemos apreciar a simple vista. La visibilidad de un cometa no depende sólo de su tamaño y composición, sino mayormente de su distancia a la Tierra y al Sol en el tiempo de su pasaje por la región interna del sistema solar. La magnitud aparente de estos cuerpos celestes, está dada por el brillo con que es observado desde la Tierra; mientras que definimos que la “magnitud absoluta” es la que mostraría un cometa situado a 1 UA del Sol y 1 UA de la Tierra. Cuando los valores numéricos absolutos son menores e incluso cuando son negativos, indican objetos más brillantes. Las magnitudes son definidas por la Ley de Pogson, e indican que las mismas son regidas por una progresión geométrica de razón 2,512 (el número exacto es la raíz quinta de 100, de forma que una diferencia de 5 magnitudes equivale a una diferencia de brillo de 100 veces). Los cometas más notorios del siglo fueron: Hale-Bopp: año 1997 mag. -1,0 Hyakutake: año 1996 mag. 0 Halley: año 1986 mag. 2 West: año 1976 mag. –3,5 Bennett: año 1970 mag. 1 Ikeya-Seki: año 1965 mag. -10 Arend-Roland: año 1957 mag. 1 Cometa del eclipse: año 1948 mag. 2 Skjellerup-Maristany: año 1927 mag. –6 Gran cometa de día: año 1910 mag –4; Halley: año 1910 mag. –0,2.

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Como comparación tenemos la magnitud aparente del Sol que es -26,7, la de Venus -4,7 (en su máximo), la Estrella Polar 2 y Alfa del Centauro 0. El Hyakutake, es veinte veces más pequeño que el Hale-Bopp pero pasó casi 15 veces más cerca de nosotros; de ahí que su magnitud aparente no difiriere mucho de la magnitud aparente observada del Hale-Bopp. La principal importancia de los cometas es la información que pueden proporcionarnos sobre el origen del Sistema Solar, ya que aparentemente mantienen la misma composición química que tenían en el momento de su formación. Como objetos celestes propiamente dichos, interesa conocer los fenómenos que tienen lugar en ellos y que indirectamente ayudan a comprender la dinámica del Sistema Solar. (Fuerzas gravitacionales, fenómenos de resonancia, distribución de temperaturas, viento solar, etc.). El proceso que da origen primero a la coma y luego a la cola de los cometas es bien conocido; la radiación eleva la temperatura del núcleo hasta que los elementos más volátiles comienzan a sublimar, escapando del campo gravitatorio del núcleo. Los cometas son cuerpos con un movimiento aparente muy rápido cuando están cerca de la Tierra. Durante gran parte del tiempo en el que pueden ser observados se mantienen en las cercanías del Sol, tanto en el cielo matutino como en el vespertino y a pocos grados de altura sobre el horizonte. De ahí que siempre recomendamos buscar un lugar de observación con el horizonte despejado y limpio, lejos de la ciudad. La cola y la coma desaparecen rápidamente si las condiciones de oscuridad no son las ideales.

Los cometas no requieren instrumental sofisticado aunque todos son útiles. Si el cometa es débil, para su observación será necesario disponer de un telescopio de apertura media (entre 10 y 25 cm) y de corta relación focal (f/4 a f/6). Como norma general, la utilización de prismáticos es muy recomendable para cometas más brillantes que magnitud 8 , por el amplio campo que abarcan para incluir estrellas adecuadas para usar de comparadores. Durante la observación suele usarse una tenue luz roja que no deslumbre y que permita tomar los datos necesarios. Grado de Condensación de la coma: Da una idea de la densidad de la envoltura que rodea al núcleo La escala utilizada aquí para el grado de condensación es la misma que recomendó el International Halley Watch (IHW) y toma valores entre 0 y 9. (Figura 1)

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La coma es la envoltura más o menos esférica (algunas veces ovalada), alrededor del núcleo, formada por material desprendido de este último. Es causada por el gas con polvo que se evapora de la superficie del núcleo, “de sus regiones calientes”, formando chorros o jets que en ocasiones suelen ser visibles con instrumental de aficionado. La coma puede tener un tamaño entre 10.000 y 100.000 Km. de diámetro, el cual disminuye conforme el cometa se acerca al Sol. Esta puede ser en algunas ocasiones mayor que el Sol. El material de los chorros se dispone en ocasiones en forma de capas concéntricas alrededor de la condensación central, o falso núcleo. El estudio de la variación en la forma de estas capas permite deducir el período de rotación del núcleo e incluso la inclinación de su eje de rotación. Estos chorros salen del núcleo del cometa a una velocidad superior a la velocidad de escape, alrededor de un kilómetro por segundo. En ocasiones los núcleos sufren estallidos, llamados "outburst", debido a que se desprende en un momento determinado mayor cantidad de material, ya sea por mayor efecto de la radiación solar o por fractura del núcleo y esto hace aumentar bruscamente el brillo de la coma en media magnitud o más. Los gases desprendidos se corresponden con los compuestos del núcleo: agua, metano, amoníaco, anhídrido carbónico, etc., junto con partículas sólidas de carbono, silicatos y otros. Los cometas pueden variar en la proporción de sus componentes, y de esta forma, un cometa que tenga en su composición más agua, se comportará de modo distinto que otro con mayor proporción de otros gases. Según el comportamiento de la curva de brillo se puede deducir su composición, que después se podrá confirmar viendo su espectro, gracias al espectrógrafo. Característica de la Cola:

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(Figura 2)

La cola de gas o también cola iónica, o cola de Tipo I, está formada por moléculas emitidas por el núcleo y que han sido ionizadas por la luz ultravioleta y por el viento solar. El viento solar está compuesto por partículas cargadas eléctricamente, son iones y electrones emitidos por el Sol con velocidades de cientos de kilómetros por segundo. Esto forma un campo magnético que obliga a los iones que se han desprendido del núcleo del cometa a moverse en dirección contraria al Sol. Por ello la cola iónica apunta siempre en dirección contraria al Sol. Esta excitación que sufren los iones de la cola cometaria hace que emita en luz azul, motivo por el cual, la cola iónica tiene color azulado, muy evidente en las fotografías. Ocasionalmente, la cola iónica puede sufrir fenómenos de desconexión, talvez debido a cambios de polaridad en el campo magnético solar. Suele ser más compleja que la cola de polvo.

La cola de polvo o cola de Tipo II está formada por partículas de polvo o silicatos, que van desde una milésima de milímetro a mucho más, que se fueron desprendiendo del núcleo del cometa. Éstas son empujadas por la presión de radiación solar, así como el viento empuja a velero, alejándose y moviéndose alrededor del Sol con el mismo movimiento orbital del cometa. Este movimiento hace que el polvo se extienda en forma de abanico y formando como un rastro o huella por donde días anteriores pasó el cometa. Estas partículas se distribuyen según el momento en que fueron emitidas, siendo las más recientes las que están más próximas a la cola iónica, y según el tamaño, siendo las más grandes las que están más cerca del núcleo. Se observa además, que las partículas emitidas en un determinado día del núcleo definen una línea sincrónica y las partículas de igual tamaño conforman una línea sindínica. Las líneas de igual tiempo de emisión no son tan curvadas en cambio las líneas de igual tamaño de partículas de polvo son mucho más arqueadas. Debido a que estas partículas microscópicas reflejan la luz solar su aspecto o coloración es anaranjada o amarillenta. Conclusión: Por una cuestión de un mejor estudio y por ser más bien descriptivos dividimos a un cometa en varias partes y tratamos de entender de que están hechos y los procesos que allí ocurren; pero en

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realidad se trata de un proceso continuo de evaporar materiales del núcleo cometario que dan origen a su atmósfera o “coma” y a su vez a formar la azulada cola iónica y la amarillenta polvorosa. La observación de los cometas debe ir acompañada de la utilización de técnicas de recolección de datos, que permitan comprender a estos objetos celestes desde el punto de vista científico y donde lo más importante es el observador y su actitud. Los observadores son la parte activa y por lo tanto los que generan los datos científicos, cuya calidad solo depende de ellos.

Bibliografía: Daniel Green: Publicación del ICQ - International Comet Quarterly http://cfa-www.harvard.edu/icq Charles Morris: Publicación del Encke - JPL-NASA http://cfa-www.harvard.edu/cfa/ps/icq/ICQMM.html Ignacio Ferrín – Stephen Edberg: Manual para la Observación de los Cometas. Parte I. Métodos. Claudio Elidoro: ¿Cómo son los cometas y cómo se estudian? Licenciado en Astrofísica italiano. http://www.geocities.com/elidoro/

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