EL NÚCLEO
Después que sonda espacial europea Giotto
fotografiara el núcleo del cometa Halley en 1986, sabemos que el núcleo de un cometa
probablemente tiene una superficie que puede definirse como una corteza negra. El cometa
Halley posee un núcleo de unos 12 km y se cree que los núcleos de los cometas tienen
diámetros comprendidos entre 1 y 50 km. El cometa Hale-Bopp de 1997 tenía un núcleo
estimado en unos 40 km.
 |
Posible estructura interna de
un núcleo cometario, inspirado en un dibujo de D. Jewitt. |
La corteza negra del núcleo ayuda al
cometa a absorber calor, el cual causa que algunos hielos de debajo de la corteza se
conviertan en gas. Con el aumento de la presión por debajo de la corteza, el helado
terreno empieza a combarse en algunos sitios. Eventualmente las áreas más blandas de la
corteza ceden y el gas es disparado hacia afuera de forma parecida a un géiser y que los
astrónomos denominan chorro o jet. Junto con el gas también
se arrastra el polvo que pueda contener. A medida que aparecen más y más chorros, se
forma una envoltura de gas y polvo alrededor del núcleo que se denomina coma.
LA COMA
Los cometas normalmente despliegan una coma de varios
miles de kilómetros de diámetro, cuyo tamaño depende de la distancia al Sol y del
diámetro del núcleo. Este último es importante, pues como los chorros generalmente
surgen en la cara del núcleo que mira el Sol, la más caliente, cuanto mayor es el
núcleo, más grande es la superficie dirigida al Sol, con lo que potencialmente puede
existir un número mayor de chorros que proporcionen una mayor cantidad de gas alimentando
a la coma. Uno de los mayores cometas históricos fue el Gran Cometa de 1811. Su núcleo
fue estimado entre 30 y 40 km de diámetro y durante los meses de septiembre y octubre de
1811 la coma alcanzó un diámetro aproximadamente igual al del Sol (1.400.000 km).
El diámetro de la coma decrece apreciablemente
cuando alcanza la órbita de Marte. A esa distancia es cuando el chorro de partículas
solares adquieren la suficiente intensidad para arrastrar las partículas de gas y polvo
del núcleo y la coma, y este proceso es el responsable de la cola del cometa que le
confiere su espectacularidad.
LA COLA
Las colas de los cometas
brillantes pueden llegar a tener una longitud de 150 millones de kilómetros (1 U.A.) y
más. Sin embargo, las colas que están compuestas por gas y polvo procedentes del núcleo
son muy difusas, tanto que el vacío en la cola es mucho mejor que cualquier vacío que se
pueda producir en la Tierra. La cola más larga observada fue la del Gran Cometa de 1843,
que se extendió más de 250 millones de kilómetros. Para tener una idea de lo que esto
representa, baste decir que si el núcleo de cometa estuviera situado en el centro del
Sol, las cola no sólo rebasaría las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra, sino
¡también la de Marte!
Muchos cometas poseen dos colas, una cola de gas (también llamada cola iónica
o cola de plasma) compuesta por iones por el choque del
viento solar con el cometa, y la cola de polvo, compuesta por
partículas liberadas del núcleo al vaporizarse el hielo. Las partículas de polvo se
disponen siguiendo la órbita del cometa y se desplazan ligeramente por la presión de la
radiación solar, por lo que tienden a curvarse respecto a la cola de iones. La cola de
plasma con frecuencia muestra estructuras asociadas con variaciones del ritmo de eyección
del núcleo en el tiempo. La cola iónica normalmente es más azul, estrecha y recta,
mientras que la cola de polvo es más difusa, ancha, a menudo curvada y de color más
blanco. Estas diferencias de aspecto están directamente correlacionadas con los
diferentes orígenes y composiciones de ambas colas. Alrededor del cometa también se
desarrolla una tenue envoltura de hidrógeno: como el cometa absorbe luz ultravioleta, por
procesos químicos se escapa hidrógeno y forma una especie de envoltura. Sin embargo,
esto no puede ser observado desde la Tierra, pues su luz es absorbida por la atmósfera y
únicamente es posible verlo desde el espacio.
 |
| Esquema típico de un
cometa, con la cola de iones o plasma estrecha y azulada, completamente opuesta a la
dirección del Sol, la cola de polvo más o menos siguiendo la órbita del cometa, y entre
ellas una muy débil envoltura de hidrógeno. |
Tal como se ha dicho al principio, la descripción
más concisa de un cometa es que son bolas de nieve sucia. Poseen un tamaño de pocos
kilómetros y parecen estar compuestos principalmente por hielos de agua, dióxido de
carbono, amoníaco y metano, mezclados con polvo. Se cree que esta composición representa
un ejemplo de la materia primordial a partir de la que se formó el sistema solar. Por
consiguiente, son de un considerable interés científico por la información que pueden
proporcionar sobre la primitiva historia del sistema solar.
ÓRBITAS DE LOS COMETAS
Los cometas interaccionan gravitacionalmente con el
Sol y otros objetos del sistema solar. Su movimiento también está influenciado en cierto
grado por los gases que eyecta, de modo que sus órbitas están determinadas mayormente,
pero no del todo, por la gravedad.
La mayoría de órbitas parecen ser elípticas o, en
algún caso, parabólicas. Muchos de los cometas pertenecen a una población denominada cometas de corto período, con órbitas elípticas
"suaves" que los llevan a regiones lindantes con Júpiter o hasta más allá de
la órbita de Neptuno. Aproximadamente una docena de estos cometas pasan por el sistema
solar interior cada año, pero normalmente sólo pueden ser observados con telescopios.
Los cometas que son mucho más fáciles de ver son
mucho más raros; se piensa que provienen de un gran cúmulo esférico de material
cometario que rodea el Sol, llamado nube de
Oort. Esta esfera tiene a un año luz (50.000 UA) de radio,
es decir, de dimensiones enormes, aunque la masa total de este material cometario es
pequeña, estimada desde menos de la masa de la Tierra hasta, como máximo, menos de la
masa de Júpiter. Puede comprobarse que estas estimaciones son muy dispares, pero hay que
tener en cuenta que la propia nube de Oort tan sólo es una hipótesis. Ocasionalmente un
cometa de esta nube es perturbado gravitacionalmente, por ejemplo por el paso de una
estrella o por interacciones con otro cometa, emprendiendo un largo camino con una larga
órbita elíptica o parabólica hacia el Sol. Estos son los cometas
de largo período, que históricamente suelen ser los más brillantes observados.
Las órbitas de todos los cometas pueden ser fuertemente influenciadas cuando pasan cerca
de los planetas jovianos y, en ocasiones, quedan confinados en órbitas más cortas y
cercanas.
PERÍODOS DE LOS COMETAS
Como se ha indicado, los cometas pueden clasificarse
de acuerdo con sus períodos orbitales, que además, también les confiere otras
características propias como vamos a ver a continuación.
Los cometas de corto período
son aquellos que necesitan menos de 20 años para describir
una órbita completa alrededor del Sol. Por tanto, se sobreentiende que son periódicos,
es decir, que repiten sus pasos por el perihelio como si se tratara de planetas. Existen
otras características que los diferencian, como son que sus inclinaciones orbitales
respecto a la eclíptica en casi la mitad de ellos (48%) son inferiores a los 10 grados,
mientras que el 37% de los restantes poseen inclinaciones entre 10 y 20 grados. Además,
en su inmensa mayoría su sentido de rotación es directo, como el de los planetas y
muchos de ellos tienen su afelio en las proximidades de la órbita de Júpiter. Las
dimensiones de los núcleos de éstos son del orden de los 2 km, es decir, pequeños, pues
en los frecuentes pasos por el perihelio van perdiendo sus componentes volátiles y sus
vidas forzosamente deben ser cortas a escala cosmológica. Se supone que debe existir
algún mecanismo que realimente el sistema solar interno de cometas de corto período,
pues de lo contrario los existentes posiblemente ya se hubieran consumido hace tiempo.
Los cometas de largo período
son los que completan su órbita en más de 200 años. Sus
inclinaciones pueden adquirir cualquier valor y están distribuidos de forma más o menos
aleatoria por la esfera celeste. Sin embargo, una característica es que sus semiejes
mayores hacen suponer que proceden de un remoto halo cometario situado entre las 10.000 y
100.000 unidades astronómicas. Fue este hecho el que hico postular a Oort la existencia
de una nube o esfera donde se hallaban confinados y que hoy conocemos con el nombre de nube de Oort. Se calcula
que para mantener constante el número observado de cometas de corto período, deberían
transitar cada año entre 1.000 y 3.000 pequeños cometas de largo período entre 4 y 6
unidades astronómicas del Sol.
Los cometas de período medio
poseen períodos orbitales entre 20 y 200 años. Se conocen
varias docenas de ellos y cuatro se mueven en sentido retrógrado. El más famoso es el
cometa Halley que describe una órbita en unos 76 años en sentido retrógrado, con una
inclinación de 162° con respecto a la eclíptica. Tienen el mismo origen que los cometas
de corto período, pero como sus órbitas los llevan con menos frecuencia a las
proximidades del Sol, conservan bastantes características de los cometas nuevos o
jóvenes.
¿DE DÓNDE PROCEDEN?
El sistema solar empezó como una vasta nube de polvo
y gas. Hace 4.600 millones de años esta nube giraba lentamente alrededor del naciente Sol
y partículas de la misma colisionaron entre sí. Durante ese tiempo algunos objetos
fueron destruidos por las colisiones, en tanto que otros crecieron en tamaño y llegaron a
convertirse en planetas.
A lo largo de este primitivo período, los cometas
probablemente llenaban el sistema solar. Sus colisiones con los nacientes planetas
desempeñaron un papel principal en el crecimiento y evolución de cada planeta. Los
hielos de los que están compuestos los cometas parecen haber sido los
"ladrillos" que formaron las primitivas atmósferas de los planetas. Hay quien
cree firmemente que fueron las colisiones de cometas las que proporcionaron el agua de la
Tierra y lo capacitaron para que la vida pudiera empezar. Es más, pudieron ser básicos
en la formación de algunos planetas gigantes, tales como Urano y Neptuno, cuyas
composiciones prácticamente son idénticas a las de los cometas.
Con el transcurso de los tiempos, los cometas han
llegado a ser objetos raros en el interior del sistema solar. Dejaron de poblar el espacio
interplanetario hace unos 4.000 millones de años y actualmente, en promedio, sólo
aparece uno visible a simple vista cada década. Con telescopios potentes se pueden ver
muchos más, pero continúan siendo escasos, pues se observan como mucho de 15 a 20 al
mismo tiempo en todo el cielo.
Hoy en día, la mayoría de los cometas se hallan localizados fuera del sistema solar, en
parte de la nube original de polvo y gas que ha permanecido prácticamente intocable
durante miles de millones de años. Estas regiones son conocidas por nube de Oort y
cinturón de Kuiper.
 |
El
astrónomo holandés Jan Hendrick Oort propuso a mediados del siglo XX que debía existir
un gran enjambre de cometas, desde entonces es denominado nube de Oort, situado hacia
40.000 y 50.000 unidades astronómicas del Sol, es decir, a unos 7.500.000.000.000 km (7,5
billones de km, esto es, unas 1.200 veces más lejos que Plutón). |
La existencia de la nube de Oort fue fue propuesta
teóricamente por el astrónomo holandés Jan Oort en 1950. Sus estudios sobre los cometas
con períodos orbitales muy largos le llevaron a la conclusión de que existía una gran
"nube" de cometas fuera del sistema solar, tal vez a una distancia de un año
luz. El número de cometas que contiene se ha estimado entre un billón
(1.000.000.000.000) y 10 billones. Se piensa que objetos de esta nube, por colisiones
entre ellos o por perturbaciones de estrellas próximas, son arrojados fuera de la nube.
Algunos, probablemente nunca cruzan las órbitas de los planetas gigantes, pero unos pocos
pueden penetrar en el sistema solar interior y ser detectados desde la Tierra. Hay que
indicar que la existencia de esta nube es sólo teórica y nunca ha sido detectada
directamente.
El cinturón de Kuiper es una región en principio
teórica propuesta por Whipple y también por Kuiper hacia 1950. Viendo que la nube de
Oort no podía explicar adecuadamente la existencia de cometas con cortos períodos, se
propuso la existencia de un cinturón de cometas en el exterior de la órbita de Neptuno,
entre las 30 y 50 unidades astronómicas. Hacia 1988 Jewitt y Luu iniciaron la búsqueda
de estos hipotéticos objetos, que culminó en 1992 con el descubrimiento de 1992 QB1.
Este objeto, con un período de 291 años, orbita al Sol a una distancia media de 43 UA. A
fines de 1996 el número de objetos de este tipo descubiertos ya era de unos 40,
descubriéndose continuamente otros más.
COLISIONES CON COMETAS
Dado que las órbitas de los cometas en ocasiones
cruzan las órbitas de otros cuerpos del sistema solar, pueden producirse colisiones. Hubo
un tiempo en que se pensaba que la colisión de un cometa con la Tierra no ocasionaría
graves perjuicios. Ahora se sabe que no es así y que el choque de un cometa, al igual que
el de un asteroide, puede tener resultados catastróficos.
En la mañana del 30 de junio de 1908, en una región
remota de la Siberia central denominada Tunguska, un gran bólido blancoazulado más
brillante que el Sol estalló en el cielo con un intenso resplandor y onda de calor. El
ruido de la explosión pudo ser oído a 1000 km de distancia, y derribó los árboles en
un radio de 30 km desde el punto central del valle del río Tunguska. La onda expansiva
dio dos veces la vuelta a la Tierra y en las noches siguientes se pudo observar una
neblina rojiza en la alta atmósfera, aunque en aquel momento no se conocían los motivos.
Se estima que la explosión tuvo una intensidad equivalente a una bomba de hidrógeno de
10 a 20 megatones detonada a unos 6-8 km de altura sobre la superficie, lo que podría
explicar el por qué no ha sido hallado ningún cráter en la zona.
La región era tan remota que hubo pocos testigos y
presumiblemente se perdieron pocas vidas. Las noticias del evento fueron censuradas y
sólo se conocieron poco a poco en el resto del mundo. Debido a lo alejada que es la zona
y a las vicisitudes políticas en esa parte durante el primer tercio del siglo, no fue
hasta 1927 que finalmente partió una expedición para investigar lo que había sucedido.
Aunque han sido propuestas varias teorías fantásticas, la explicación más simple
consiste en que la Tierra fue alcanzada por un pequeño cometa o roca asteroidal de unos
100 metros de diámetro, que estalló antes de alcanzar el suelo, sobre la vertical de
Tunguska.
En 1994 pudimos ser testigos directos de un fenómeno
similar en otro planeta del sistema solar. En efecto, a mediados de julio fragmentos del Cometa Shoemaker-Levy 9 impactaron sobre Júpiter.
El Shoemaker-Levy 9 era un cometa con una órbita que
parcialmente interceptaba la de Júpiter. Durante una muy cercana aproximación a Júpiter
fue roto en más de 20 pedazos por la fuerza de la gravedad del planeta, al tiempo que fue
capturado quedando momentáneamente en órbita alrededor de éste como si de un nuevo
satélite se tratara, pero en una elipse tan cerrada, que pasaba por dentro del globo de
Júpiter. Se pudo calcular con antelación que en el siguiente acercamiento, los
fragmentos en que se había dividido el cometa se precipitarían uno tras otro, a lo largo
de una semana, sobre Júpiter, organizándose una gran campaña mundial que observar este
acontecimiento, que se calcula puede ocurrir una vez cada 500 o mil años.
En verdad que el espectáculo no defraudó a nadie y
los efectos de los impactos superaron todas las expectativas previas. Aunque no existe un
consenso entre los especialistas sobre el tamaño original y la composición del cometa,
en un principio se estimó que podía tener unas dimensiones cercanas a los 10 km, pero
más tarde se rebajó esta cifra a entre 3 y 5 km. Una vez fragmentado, los pedazos
menores se estima que podían ser del orden de los 100 a 300 metros (varios de los más
pequeños se volatilizaron antes del impacto) y los mayores podrían llegar a incluso
superar 1 km.
El resultado de los choques sobre el gigantesco
Júpiter fueron impresionantes, sobre todo pensando en el efecto devastador que podría
tener el impacto de uno sólo de estos fragmentos en un planeta como la Tierra. La bola de
fuego de los mayores impactos en algunos casos fue de algunos millares de kilómetros, y
en la alta atmósfera quedaron unas marcas oscuras (prácticamente negras) que perduraron
meses. Prescindiendo de la onda explosiva y de sus efectos, tan sólo esta capa
oscura podría ser catastrófica para la vida en la Tierra, ya que bloquearía la llegada
de la luz y el calor solar durante meses, sumiendo al planeta a bajísimas temperaturas,
al tiempo que impediría la fotosíntesis, con lo que las plantas morirían, a las que
seguirían los animales que se alimentan de ellas.
