Materia interplanetaria, cometas - Guia basica de Astronomia

MATERIA INTERPLANETARIA

Se clasifica según tamaño y órbita. El análisis químico de la misma revela información (junto con aquella obtenida del estudio del Sol) sobre la nebulosa primitiva que originó el Sistema Solar y sobre la formación de sistemas planetarios en general. Sobre dicha información es posible entonces formular modelos de formación planetaria.

I. Cometas

Se cree que son objetos cuyo origen data desde la creación del Sistema Solar. Según las Hipótesis cosmogónicas (aquellas que tratan sobre cómo se formó nuestro Sistema Solar) actualmente aceptadas (Hipótesis nebulares), y que se basan en las ideas del filósofo alemán Immanuel Kant y del Físico-Matemático francés el Marqués Pierre Simon de Laplace , nuestro sistema planetario se formó a partir de una nube primordial de material interestelar, de la cual se formaron el Sol, los planetas, sus lunas, los asteroides, etc. Sin embargo, no todo el material interestelar se agrupó bajo la atracción gravitacional para formar a nuestro sistema. Las capas más alejadas del centro de la nube primordial no participaron de tal proceso, aunque sí sufrieron a nivel local los efectos de la gravedad, fragmentándose en pequeñas regiones de mayor densidad , las cuales se agruparon para formar objetos más compactos. Tales objetos formaron una "nube" que engloba a todo nuestro Sistema Solar, y se encuentra más allá de la órbita de Plutón. La existencia de dicha "nube" fue propuesta en 1950 por el astrónomo alemán Jan H. Oort para explicar el origen de los cometas de período orbital largo por lo que se le llama "Nube de Oort". De acuerdo con el modelo propuesto por Oort, los objetos que forman esta "nube" permanecen en órbitas estables alrededor del Sistema Solar. Cuando uno de tales objetos es lo suficientemente perturbado (colisiones con otros objetos, influencia gravitacional de otra estrella "cercana" o por alguna otra posible causa que hasta ahora se desconoce), existe una probabilidad no-nula de que se "precipite" hacia el interior de nuestro sistema. Si éste es el caso, entonces existe una probabilidad no-nula de que sea atrapado por el campo gravitacional del Sol; esto obligaría al objeto a describir una trayectoria radial (directo hacia el Sol, donde se desintegran), hiperbólica, parabólica (tales objetos nunca llegan a ser periódicos, sino que son expulsados de nuestro sistema) o elíptica (si llegan a ser periódicos), teniendo al Sol como uno de sus focos. La trayectoria del objeto será determinada principalmente por el campo gravitacional del Sol. Sin embargo, si el objeto pasa cerca de algún(os) planeta(s), la influencia gravitacional ejercida por el(los) mismo(s) puede afectar y cambiar la trayectoria original del objeto. Cuando el objeto, al acercarse al Sol, comienza a desarrollar una estructura característica, entonces tendremos un cometa (del griego: "aster kometes" = "estrella de larga cabellera"). El modelo de Oort no explica la existencia de cometas con período orbital corto (menor que 200 años), por lo que en 1951 el astrónomo germano-americano Gerard Kuiper postuló la existencia de una banda o cinturón de objetos más allá de la órbita de Neptuno. El "Cinturón de Kuiper", como se le conoce, está confinado dentro de unos pocos grados de la eclíptica y se cree que se encuentra en el rango de aproximadamente 4.51 y 7.41 millones de Kms, o más, del Sol. Los objetos son perturbados ya sea por colisión con los planetas u otros objetos, o por la influencia gravitatoria de los planetas. Los astrónomos David Jewitt y Jane Luu, descubrieron en Agosto 30, 1992, un objeto en el rango de distancia antes mencionado. Lo llamaron "1992QB1". Este descubrimiento confirmó la existencia del Cinturón de Kuiper. Desde entonces se han detectado muchísimos de estos objetos trans-Neptunianos.

En la antigüedad se creía que los cometas eran fenómenos que se daban dentro de la atmósfera terrestre, pero fue Tycho Brae quien, al estudiar a un cometa en 1577, determinó por medio de estudios geométricos de paralaje que dichas "estrellas" estaban en realidad muy lejos de la Tierra. Una de las primeras características observadas fue de que la "larga cabellera" de los cometas cambiaba de dirección a medida que se acerca y aleja del Sol y que ésta siempre apuntaba hacia una dirección opuesta al radio vector que va desde el cometa hacia el Sol. Se propusieron varios modelos para explicar tal estructura, y el que prevalece hoy día es el propuesto por el astrónomo Fred L. Whipple en 1950. Este modelo, llamado "Modelo de la bola de nieve sucia", propone que el objeto está compuesto de material congelado (agua, bióxido de carbono, amonia, metano, polvo, etc.), el cual se sublima (pasa del estado sólido-congelado al estado gaseoso de manera directa sin pasar por el estado líquido) por la acción del calor solar. Estos gases se desprenden de la capa externa del objeto y debido a la acción del viento y radiación solar (fotones, protones, electrones, iones, etc.), los mismos son "arrastrados" en la dirección característica, opuesta al radio vector que va desde el cometa hacia el Sol.

· Estructura

Coma: al acercarse al Sol, los materiales volátiles, que forman las capas externas del cometa, empiezan a sublimarse formando una nube gaseosa y de polvo alrededor del cuerpo central. Esta nube puede tener millones de kilómetros de diámetro. Antes de que se forme la coma, es decir, cuando el cometa está muy lejos del Sol, es difícil detectarlo pues sólo puede ser visto por la luz solar reflejada por la superficie congelada. Pero cuando la coma se forma y crece refleja más luz solar y comienza a fluorescer debido a que los gases de la misma comienzan a absorber la radiación electromagnética (fotones) ultravioleta proveniente del Sol. El brillo, debido a la fluorescencia, se intensifica cada vez más a medida que el objeto se acerca al foco de su trayectoria, e inclusive puede llegar a ser más intenso que la luz reflejada.

Núcleo: es el objeto central rodeado por la coma. De la increíble proeza realizada por la sonda Giotto, en 1986, al introducirse dentro de la coma del cometa Halley y tomar cantidades de fotos, hemos aprendido que el núcleo posee una forma bastante irregular. Las fotos tomadas del Halley mostraron un núcleo en forma de patata. La masa de los cometas está concentrada en el núcleo y es muy pequeña comparada con la de los planetas o lunas, ni digamos comparada con la masa solar. El tamaño característico de éstos está entre 1 y 10 Km. Gracias a imágenes obtenidas por telescopios en tierra, por naves como el Giotto, Vega-2, etc., y por el Hubble Space Telescope, se ha detectado la presencia del "chorros" de material provenientes del núcleo, distribuídos de manera irregular por su superficie; esto indica una tremenda actividad dentro del núcleo. Debido a la composición inhomogénea del cometa, éste encierra dentro del núcleo materia de diferente punto de sublimación. Al incrementarse la temperatura, algunos materiales empiezan a sublimarse antes que otros. Estos últimos forman una especie de "olla de presión" que mantiene encerrados a los primeros. Cuando la presión ejercida por los gases en expansión es lo suficientemente fuerte, se producen los chorros. El estudio de estos chorros muestra también que el núcleo posee un movimiento de rotación ya que los mismos no son rectos sino que están curvados de tal manera que ponen en evidencia la rotación del cuerpo central.

Nube de Hidrógeno: al absorber la radiación ultravioleta del Sol, los gases comienzan a sufrir reacciones químicas y a liberar grandes cantidades de hidrógeno molecular. Comienza entonces a formarse una gigantesca nube de hidrógeno neutro (de millones de km de diámetro) alrededor del cometa. El hidrógeno también absorbe la radiación ultravioleta y comienza a emitir su propio brillo debido al fenómeno de la fluorescencia. Sin embargo, este brillo no es detectable desde la Tierra pues es absorbido por nuesta atmósfera, pero sí ha sido detectado desde naves espaciales.

Colas: contrario a la creencia popular los cometas siempre tienen 4 colas y 3 de ellas el aficionado puede observarlas. En realidad tienen 1 sola cola (que no es más que el material dejado a su paso), pero según el contexto bajo el cual se examine dicha cola se la puede dividir en varias (químicamente hablando, el cometa posee 2 colas, una formada por materiales fácilmente ionizables --cola de iones-- y la otra por los que no son fácilmente ionizables --cola de polvo-- ; morfológicamente hablando --y esto es lo que realmente ven los aficionados -- el mismo tiene 4 colas, la de Hidrógeno, la de plasma o iones, la de polvo y la anómala, solo que la primera no puede observarse !).

Cola de Hidrógeno: muy pequeña debido a la rápida dispersión del hidrógeno por el espacio. No es observable desde la Tierra pues la luz que emite es absorbida por la atmósfera.

Cola de gases ionizados (plasma): debido a las reacciones químicas sufridas por algunos gases de la coma, producidas por la interacción de éstos con la radiación solar, se producen grandes cantidades de moléculas ionizadas (moléculas que han perdido o ganado uno o varios electrones). Debido al viento solar y a la presión ejercida por los fotones ("presión de radiación"), los gases de la coma son " empujados" muy lejos del núcleo en la dirección característica. Las "partículas" que forman los gases ionizados poseen una masa muy pequeña por lo que son "arrastradas" fácilmente formando una cola recta que puede llegar a tener varios cientos de millones de Km. de largo; éstas crecen a medida que el cometa se acerca al Sol. Debido a que está formada por partículas cargadas, existe una gran interacción entre el material de la cola con el viento y la radiación solar por lo que se generan corrientes eléctricas y campos magnéticos turbulentos dentro de la misma. Su brillo, causado por fluorescencia, es de un tono azulado.

Cola de polvo: es la más fácil de observar a simple vista. Está formada por granos finísimos de polvo (de un tamaño del orden de las micras, aprox. 10-6 m.). Debido a que son mucho más masivos que los iones, estos granos no son "arrastrados" tan fácilmente por el viento y la radiación solar, y forman una cola curvada cuya dirección es la característica, siempre alejándose del Sol. Su brillo se debe principalmente a la luz que estas pequeñas partículas reflejan del Sol. Estas colas pueden llegar a tener decenas de millones de km. de largo. No todos los cometas desarrollan esta cola, debido a que las visitas sucesivas de éstos los han desgastado. Un ejemplo de lo anterior sucedió en 1983, con el cometa IRAS-Araki-Alcock (C/1983 H1). Se cree que debido a la trayectoria característica de los cometas y a la posición cercana de la Tierra al Sol, es muy probable que ésta intersecte las enormes colas o el polvo dejado en el espacio por las mismas. Cuando esto sucede, el polvo, al entrar a la atmósfera terrestre, empieza a quemarse, produciendo lo que conocemos como las "lluvias de meteoros". Por ejemplo, cuando la Tierra intersecta el polvo dejado por el cometa Swift-Tuttle, aproximadamente entre el 9 y el 13 de agosto, se producen las Perseidas ("lluvias de meteoros" cuyo radiante, vértice o punto óptico de origen, se encuentra en la constelación de Perseus); cuando la Tierra intersecta el polvo dejado por el Halley se producen las Oriónidas (radiante en la constelación de Orión, entre el 20 y 22 de octubre). Estas "lluvias" se producen cuasi-periódicamente cada año. Esto se debe a que el polvo dejado por estos cometas ha quedado suspendido en el espacio interplanetario e intersecta la órbita de traslación de la Tierra. Con el tiempo (quizás de cientos de años) estas "lluvias" irán desapareciendo debido a la dispersión que el polvo sufre debido al viento solar.

Cola anómala: Se han fotografiado cometas (por ejemplo, el Kohoutek, diciembre 1973, desde el SkyLab; el Bradfield, diciembre 1987) que poseen una pequeña cola que "apunta hacia el Sol". Este fenómeno es explicado de la siguiente manera: se ha encontrado que las "partículas" de estas colas anómalas son mucho más grandes (del orden de los milímetros) que los de la cola "normal", por lo que éstas no son "arrastradas" por el viento solar, sino que se van "quedando" a lo largo de la órbita del cometa debido a la inercia de las mismas. Ahora bien, cuando el Sol, el cometa y la Tierra están en las posiciones adecuadas es posible ver a dicha cola fácilmente (el hecho de que no siempre es posible verlas no siginifica que no estén allí !). Así, debido al efecto de la perspectiva, nos parece entonces que tal cola está "dirigida hacia el Sol". Las colas anómalas no son más que un efecto visual causado por la geometría formada por el sistema Sol-Tierra-Cometa.

Brillantez, Fragmentación y Colisión con planetas o con el Sol: Por más que se estudien, no se puede saber a ciencia cierta si tal o cual cometa será espectacular o no. Se puede creer, basándose en estudios serios, que un cometa puede llegar a ser un gran espectáculo. Sin embargo, llegada la hora nos podemos decepcionar del mismo. Tal lección se ha aprendido de cometas tales como el Halley (1986), el Kohoutek (1973), el Austin (1989). Los astrónomos creen que aquellos cometas que visitan por 1ra vez el interior del Sistema Solar no son muy brillantes quizás debido a que el material de su superficie es aún muy compacto y no se sublima fácilmente o puede ser que están tan desgastados que ya no tienen tanto material como para dar un buen espectáculo. Para intentar predecir si un cometa puede llegar a ser espectacular, los astrónomos se basan en patrones de brillo de varios cometas, tomados a lo largo de los últimos 40 años. Con este patrón y con la curva de luz del cometa (gráfica observacional que muestra la brillantez del cometa con el transcurrir del tiempo), éstos pueden dar un estimado aproximado del máximo brillo del cometa y de cuándo alcanzará tal máximo. Sin embargo, debido a la actividad impredecible del núcleo del cometa, tales estimados deben tomarse con cautela, ya que pueden o no cumplirse. Por otro lado, no todos los cometas poseen una curva contínua de luz. Además, se cree que si la distancia del perihelio al Sol es menor que 1 Unidad Astronómica, existe una buena probabilidad de que el cometa sea bueno. Existen cometas cuyos núcleos se fragmentan, ya sea porque son intrínsecamente débiles, o porque se han debilitado por las sucesivas incursiones al interior del Sistema Solar. Los núcleos se rompen debido a la gran actividad en sus interiores o por el efecto gravitacional de marea ejercido por los planeta cercanos a su trayectoria o el ejercido por el Sol (para que el cometa pueda sentir este efecto, el núcleo del mismo debe ser bastante grande, de lo contrario se espera que este efecto sea mínimo), o por la combinación de ambas causas. Ejemplos de tales cometas, el West (1975) y el Shoemaker-Levy (1995).