 |
 |
Els cometes són petits
cossos de forma irregular compostos per una barreja de grans no volàtils i gasos gelats,
la qual cosa els va valer el ser designats per Whipple com "boles de neu
brutes". El nom "cometa" prové del grec clàssic i significa astre amb
llarga cabellera, amb referència a les seues llargues cues.
Típicament, un cometa
té menys de 10 km de diàmetre. La major part de les seves vides són cossos sòlids
congelats. Quan eventualment s'acosten al Sol, la calor d'aquest comença a vaporitzar les
seves capes externes, convertint-lo en un astre d'aspecte molt dinàmic, amb unes parts
diferenciades; el gràfic inferior mostra els components d'un cometa. Mentre es manté
congelat, és simplement un nucli i el seu aspecte és molt semblant al d'un asteroide,
amb l'excepció que en comptes d'estar compost per roques, ho està per gels. Les
estructures dels cometes són diverses i amb ràpids canvis, encara que tots ells, quan
estan suficientment aprop del Sol, desenvolupen un núvol de material difús denominada coma, que augmenta
de grandària i brillantor a mesura que el cometa és escalfat per la radiació solar.
També mostren normalment un petit nucli, semiocult per la boirina de la coma. La coma i el nucli
constitueixen el "cap" del cometa.
Els cometes són
imprevisibles, podent sobtadament brillar o empal·lidir en qüestió d'hores. Poden
perdre la seva cua o desenvolupar-ne diverses. Algunes vegades poden fins i tot partir-se en
dos o més trossos, movent-se junts pel cel.
Posseeixen òrbites molt
el·líptiques, que en el periheli els porta molt prop del Sol, mentre que sovint l'afeli
té lloc molt més enllà de l'òrbita de Plutó. Per la duració dels seus períodes
orbitals se'ls divideix en cometes de curt
període i cometes de llarg període.
Evidentment, també hi poden existir cometes de
període mig. Es denominen cometes periòdics
aquells quines òrbites, ben determinades, fan que tornin a passar per les proximitats del
Sol al cap d'uns anys.
 |
La figura posa de
manifest dues particularitats dels cometes. La primera és que la cua es desenvolupa a
mesura que aquests s'acosten al Sol, a causa del escalfament de les seves gelades
superfícies. La segona, és que les seves cues sempre estan dirigides en direcció
oposada al Sol. |
No fa encara massa, els
cometes eren objecte de superstició i se'ls atribuïa el caràcter de missatgers de males
notícies. Registres escrits de Xina i Europa que es remunten fins a 3000 anys enrere,
conten ocasionals cometes de gran grandària movent-se pel cel, junt amb les calamitats
que la gent creia que havien causat. Relats més recents dels indígenes d'Amèrica del
nord, central i del sud, així com d'illes del Pacífic, parlen dels cometes com a senyals
de catàstrofes. En totes les societats se'ls ha relacionat amb tot tipus de catàstrofes:
guerres, terratrèmols, plagues i morts de reis i dirigents.
 |
L'astrònom anglès Edmund Halley va ser un bon amic
d'Isaac Newton. Al 1705 va usar la nova teoria de la gravitació de Newton per a
determinar òrbites de cometes a partir dels seus registres de cossos del cel en funció
del temps. Va trobar que els cometes brillants de 1531, 1607 i 1682 tenien quasi les
mateixes òrbites, i quan va tenir en compte les pertorbacions gravitacionals produïdes
per Júpiter i Saturn sobre els cometes, va arribar a la conclusió que eren distints
aspectes d'un mateix cometa. Llavors, va realitzar els oportuns càlculs i va predir el
retorn del cometa en 1758. |
| Halley no va
viure per a poder comprovar la seua predicció, ja que va morir en 1742. No obstant això,
el dia de Nadal de 1758, el cometa que immortaliltzaria el seu nom va fer el retorn
previst, sent localitzat per Johann Georg Palitzsch, un pagès alemany aficionat a
l'astronomia, amb la qual cosa no sols es desmitificava el mal auguri que s'havia
atribuït als cometes, mostrant que eran astres com tots els altres, sinó el més
important, que quedava absolutament provada la teoria de la gravitació de Newton. Després del retorn de 1758-1759, els
astrònoms van començar a cercar connexions entre el cometa Halley i altres cometes
vistos abans de l'aparició de 1531. En total van ser identificades 23 aparicions prèvies
d'aquell, sent la primera documentada pels xinesos l'any 240 abans de Crist. L'últim
retorn va ser en 1986 (gens espectacular) i el pròxim està previst per a l'any 2061. |
EL NÚCLI
Després de que sonda
espacial europea Giotto fotografiés el nucli del cometa Halley en 1986, sabem que el
nucli d'un cometa probablement té una superfície que pot definir-se com una escorça
negra. El cometa Halley posseeix un nucli d'uns 12 km i es creu que els nuclis dels
cometes tenen diàmetres compresos entre 1 i 50 km. El cometa Hale-Bopp de 1997 tenia un
nucli estimat en uns 40 km.
 |
Possible estructura
interna d'un nucli cometari, inspirat en un dibuix de D. Jewitt. |
L'escorça negra
del nucli ajuda al cometa a absorbir calor, el qual causa que alguns gels de sota d'ella
es convertexin en gas. Amb l'augment de la pressió per sota de l'escorça, el gelat
terreny comença a botir-se en alguns llocs. Eventualment les àrees més toves cedeixen i
el gas és disparat cap a fora de forma semblant a un guèiser i que els astrònoms
denominen doll o jet. Junt amb el gas també
s'arrossega la pols que pugui contenir. A mesura que apareixen més i més dolls, es forma
un embolcall de gas i pols a l'entorn del nucli que s'anomena
coma.
LA COMA
Els cometes normalment
despleguen una coma de diversos milers de quilòmetres de diàmetre, la grandària de la
qual depèn de la distància al Sol i del diàmetre del nucli. Aquest últim és
important, perquè com els dolls generalment sorgeixen en la cara del nucli que mira el
Sol, la més calenta, com més gran és el nucli, més gran és la superfície dirigida al
Sol, amb la qual cosa potencialment pot existir un nombre major de dolls que proporcionin
una major quantitat de gas que alimentin la coma. Un dels majors cometes històrics va ser
el Gran Cometa de 1811. El seu nucli va ser estimat entre 30 i 40 km de diàmetre i durant
els mesos de setembre i octubre de 1811 la coma va abastar un diàmetre aproximadament
igual al del Sol (1.400.000 km).
El diàmetre de la coma
decreix apreciablement quan assoleix l'òrbita de Mart. A aqueixa distància és quan el
doll de partícules solars adquireixen la suficient intensitat per a arrossegar les
partícules de gas i pols del nucli i la coma, i aquest procés és el responsable de la
cua del cometa que li confereix el seva espectacularitat.
LA CUA
 Les
cues dels cometes brillants poden arribar a tenir una longitud de 150 milions de
quilòmetres (1 U.A.) i més. Malgrat això les cues, que estan compostes per gas i pols
procedent del nucli, són molt difuses, tant que el buit a la cua és molt millor que
qualsevol buit que es pugui produir artificialment a la Terra. La cua més llarga
observada va ser la del Gran Cometa de 1843, que es va estendre més de 250 milions de
quilòmetres. Per a tenir una idea del que això representa, val dir que si el nucli de
cometa estigués situat al centre del Sol, la cua no sols ultrapassaria les òrbites de
Mercuri, Venus i la Terra, sinó també la de Mart!
Molts cometes posseeixen
dues cues, una cua de gas (també anomenada cua iònica o cua de plasma) composta per ions pel xoc del vent solar amb el cometa, i
la cua
de pols, composta per partícules alliberades
del nucli al vaporitzar-se el gel. Les partícules de pols es disposen seguint l'òrbita
del cometa i es desplacen lleugerament per la pressió de la radiació solar, per la qual
cosa tendeixen a corbar-se respecte a la cua d'ions. La cua de plasma amb freqüència
mostra estructures associades amb les variacions del ritme d'ejecció del nucli en el
temps. La cua iònica normalment és més blava, estreta i recta, mentre que la cua de
pols és més difusa, ampla, sovint corbada i de color més blanc. Aquestes diferències
d'aspecte estan directament correlacionades amb els diferents orígens i composicions
d'ambdues cues. Al voltant del cometa també es desenvolupa un tènue embolcall
d'hidrogen: com que el cometa absorbeix llum ultraviolada, per processos químics s'escapa
hidrogen i forma una espècie d'embolcall. No obstant això, aquest no pot ser observat
des de la Terra, perquè la seva llum és absorbida per l'atmosfera i únicament és
possible veure-ho des de l'espai.
 |
| Esquema típic d'un
cometa, amb la cua d'ions o plasma estreta i blavosa, completament oposada a la direcció
del Sol, la cua de pols més o menys seguint l'òrbita del cometa, i entre elles un molt
dèbil embolcall d'hidrogen. |
Tal com s'ha dit al
principi, la descripció més concisa d'un cometa és que són boles de neu bruta.
Posseeixen una grandària de pocs quilòmetres i semblent estar compostos principalment
per gels d'aigua, diòxid de carboni, amoníac i metà, barrejats amb pols. Es creu que
aquesta composició representa un exemple de la matèria primordial a partir de la que es
va formar el sistema solar. Per consegüent, són d'un considerable interès científic
per la informació que poden proporcionar sobre la primitiva història del sistema solar.
ÒRBITES DELS COMETES
Els cometes
interaccionen gravitacionalment amb el Sol i altres objectes del sistema solar. El seu
moviment també està influenciat en cert grau pels gasos que ejecta, de manera que les
seues òrbites estan determinades majorment, però no del tot, per la gravetat.
La majoria d'òrbites
semblen ser el·líptiques o, en algun cas, parabòliques. Molts dels cometes pertanyen a
una població anomenafa cometes de curt període, amb òrbites el·líptiques "suaus" que els porten a regions
tocant a Júpiter o fins més enllà de l'òrbita de Neptú. Aproximadament una dotzena
d'aquests cometes passen pel sistema solar interior cada any, però normalment només
poden ser observats amb telescopis.
Els cometes que són
molt més fàcils de veure són molt més rars; es pensa que provenen d'un gran cúmul
esfèric de material cometari que rodeja el Sol, anomenat núvol d'Oort. Aquesta esfera té un any llum (50.000 UA) de radi, és a
dir, de dimensions enormes, encara que la massa total d'aquest material cometari és
petita, estimada des de menys de la massa de la Terra fins a, fins com a màxim, menys de
la massa de Júpiter. Pot comprovar-se que aquestes estimacions són molt dispars, però
cal tenir en compte que el propi núvol d'Oort és tan sols una hipòtesi. Ocasionalment
un cometa d'aquest núvol és pertorbat gravitacionalment, com per exemple pel pas d'una
estrella o per interaccions amb un altre cometa, emprenent un llarg camí amb una llarga
òrbita el·líptica o parabòlica en direcció al Sol. Aquests són els cometes de llarg
període, que històricament solen ser els més
brillants observats. Les òrbites de tots els cometes poden ser fortament influenciades
quan passen prop dels planetes jovians i, en ocasions, queden confinats en òrbites més
curtes i pròximes a nosaltres.
PERÍODES DELS COMETES
Com s'ha indicat, els
cometes poden classificar-se d'acord amb els seus períodes orbitals, que a més a més,
també els confereix altres característiques pròpies com veurem a continuació.
Els cometes de curt període són aquells que necessiten menys de 20 anys
per a descriure una òrbita completa al voltant del Sol. Per
tant, se sobreentén que són periòdics, és a dir, que repeteixen els seus passos pel
periheli com si es tractés de planetes. Existeixen altres característiques que els
diferencien, com són que les seves inclinacions orbitals respecte a l'eclíptica en quasi
la meitat d'ells (48%) són inferiors als 10 graus, mentre que el 37% dels restants
posseeixen inclinacions entre 10 i 20 graus. A més a més, en una immensa majoria el seu
sentit de rotació és directe, com el dels planetes i molts d'ells tenen el seu afeli en
les proximitats de l'òrbita de Júpiter. Les dimensions dels nuclis d'aquests són de
l'ordre dels 2 km, és a dir, són petits, doncs en els freqüents passos pel periheli van
perdent els seus components volàtils i les seves vides forçosament han de ser curtes a
escala cosmològica. Se suposa que ha d'existir algun mecanisme que realimenti el sistema
solar intern de cometes de curt període, doncs en cas contrari els existents possiblement
ja s'haurien consumit fa temps.
Els cometes de llarg període són els que completen la seva òrbita en més de 200 anys. Les seves inclinacions
poden adquirir qualsevol valor i estan distribuïts de forma més o menys aleatòria per
l'esfera celeste. No obstant això, una característica és que els seus semieixos majors
fan suposar que procedeixen d'un remot halo cometari situat entre les 10.000 i 100.000
unitats astronòmiques. Va ser aquest fet el que va fer postular a Oort l'existència d'un
núvol o esfera on es trobaven confinats i que avui coneixem amb el nom de núvol d'Oort. Es calcula que per a mantenir
constant el nombre observat de cometes de curt període, haurien de transitar cada any
entre 1.000 i 3.000 petits cometes de llarg període entre 4 i 6 unitats astronòmiques
del Sol.
Els cometes de període mig posseeixen períodes orbitals entre 20 i 200 anys. Es coneixen dotzenes d'ells i quatre es mouen en sentit retrògrad. El
més famós és el cometa Halley que descriu una òrbita en uns 76 anys en sentit
retrògrad, amb una inclinació de 162° respecte a l'eclíptica. Tenen el mateix origen
que els cometes de curt període, però com les seves òrbites els porten amb menys
freqüència a les proximitats del Sol, conserven prou característiques dels cometes nous
o joves.
D'ON PROCEDEIXEN?
El sistema solar va
començar com un vast núvol de pols i gas. Fa 4.600 milions d'anys aquest núvol girava
lentament al voltant del neixent Sol i partícules de la mateixa van col·lidir entre si.
Durant aqueix temps alguns objectes van ser destruïts per les col·lisions, mentre que
altres van créixer en grandària i van arribar a convertir-se en planetes.
Al llarg d'aquest
primitiu període, els cometes probablement omplien el sistema solar. Les seves
col·lisions amb els neixents planetes van exercir un paper principal en el creixement i
evolució de cada planeta. Els gels de què estan compostos els cometes semblen haver
sigut els "totxos" que van formar les primitives atmosferes dels planetes. Hi ha
qui creu fermament que van ser les col·lisions de cometes les que van proporcionar
l'aigua de la Terra i la van capacitar perquè la vida pogués començar. És més, van
poder ser bàsics en la formació d'alguns planetes gegants, tals com Urà i Neptú, les
composicions de la qual pràcticament són idèntiques a les dels cometes.
Amb el decurs dels
temps, els cometes han arribat a ser objectes rars a l'interior del sistema solar. Van
deixar de poblar l'espai interplanetari fa uns 4.000 milions d'anys i actualment, en
promig, només n'apareix un visible a simple vista cada dècada. Amb telescopis potents es
poden veure molts més, però continuen sent escassos, doncs s'observen com molt de 15 a
20 al mateix temps en tot el cel.
Avui en dia, la majoria
dels cometes es troben localitzats fora del sistema solar, en part del núvol original de
pols i gas que ha romàs pràcticament intocable durant milers de milions d'anys. Aquestes
regions són conegudes per núvol d'Oort i cinturó de Kuiper.
|
L'astrònom
holandès Jan Hendrick Oort va proposar a mitjans del segle XX que havia d'existir un gran
eixam de cometes, que des de llavors és anomenat núvol d'Oort, situat cap les 40.000 i
50.000 unitats astronòmiques del Sol, és a dir, a uns 7.500.000.000.000 km (7,5 bilions
de km, això és, unes 1.200 vegades més lluny que Plutó). |
L'existència
del núvol d'Oort va ser proposada teòricament per l'astrònom holandès Jan Oort al
1950. Els seus estudis sobre els cometes amb períodes orbitals molt llargs el van portar
a la conclusió que existia una gran "núvol" de cometes fora del sistema solar,
tal vegada a una distància d'un any llum. El nombre de cometes que conté s'ha estimat
entre un bilió (1.000.000.000.000) i 10 bilions. Es pensa que objectes d'aquest núvol,
per col·lisions entre ells o per pertorbacions d'estrelles pròximes, són expulsats fora
del núvol. Alguns, probablement mai no creuin les òrbites dels planetes gegants, però
uns pocs poden penetrar en el sistema solar interior i ser detectats des de la Terra. Cal
indicar que l'existència d'aquest núvol és només teòrica i mai no ha sigut detectat
directament.
El cinturó de Kuiper
és una regió en principi teòrica proposada per Whipple i també per Kuiper cap a 1950.
Veient que el núvol d'Oort no podia explicar adequadament l'existència de cometes amb
curts períodes, es va proposar l'existència d'un cinturó de cometes a l'exterior de
l'òrbita de Neptú, entre les 30 i 50 unitats astronòmiques. Cap a 1988 Jewitt i Luu van
iniciar la recerca d'aquests hipotètics objectes, que va culminar en 1992 amb el
descobriment de 1992 QB1. Aquest objecte, amb un període de 291 anys, orbita al Sol a una
distància mitjana de 43 UA. A finals de 1996 el número d'objectes d'aquest tipus
descoberts ja era d'uns 40, i de centenars a la fi del 2000, descobrint-se contínuament
altres nous.
COL·LISIONS AMB COMETES
Atés que les òrbites
dels cometes en ocasions creuen les òrbites d'altres cossos del sistema solar, poden
produir-se col·lisions. Hi va haver un temps en què es pensava que la col·lisió d'un
cometa amb la Terra no ocasionaria greus danys. Ara se sap que no és així i que el
col.lissió d'un cometa, igual que el d'un asteroide, pot tenir resultats catastròfics.
Al matí del 30 de juny
de 1908, en una regió remota de la Sibèria central anomenada Tunguska, un gran bòlid
blanc-blavós més brillant que el Sol va esclatar al cel amb un intens resplendor i ona
de calor. El soroll de l'explosió va poder ser escoltat a 1000 km de distància, i va
enderrocar els arbres en un radi de 30 km des del punt central de la vall del riu
Tunguska. L'ona expansiva va donar dues vegades la volta a la Terra i a les nits següents
es va poder observar una boirina rogenca a l'alta atmosfera, encara que en aquell moment
no es coneixien els motius. S'estima que l'explosió va tenir una intensitat equivalent a
una bomba d'hidrogen de 10 a 20 megatons detonada a uns 6-8 km d'altura sobre la
superfície, el que podria explicar el per què no ha sigut trobat cap cràter a la zona.
La regió era tan remota
que hi va haver pocs testimonis i presumiblement es van perdre poques vides humanes. Les
notícies de l'esdeveniment van ser censurades i només es van anar coneixent poc a poc a
la resta del món. A causa de l'allunyada que és la zona i a les vicissituds polítiques
en aquella part durant el primer terç del segle, no va ser fins al 1927 quan finalment va
partir una expedició per a investigar el que havia succeït. Encara que han sigut
proposades diverses teories fantàstiques, l'explicació més simple consisteix en que la
Terra va ser tocada per un petit cometa o roca asteroidal d'uns 100 metres de diàmetre,
que va esclatar abans d'arribar el sòl, sobre la vertical de Tunguska.
Al 1994 vam poder ser
testimonis directes d'un fenomen semblant en un altre planeta del sistema solar. En
efecte, a mitjans juliol d'aquell any fragments del Cometa
Shoemaker-levy 9 impactaren contra Júpiter.
El Shoemaker-levy 9 era
un cometa amb una òrbita que parcialment interceptava la de Júpiter. Durant un encontre
molt proper a Júpiter, va ser trencat en més de 20 trossos per la força de la gravetat
del planeta, al mateix temps que va ser capturat quedant momentàniament en òrbita al
voltant d'aquest com si d'un nou satèl·lit es tractés, però en una el·lipse tan
tancada, que passava per dins del globus de Júpiter. Es va poder calcular amb antelació
que en el següent acostament, els fragments en què s'havia dividit el cometa es
precipitarien, l'un darrere de l'altre i al llarg d'una setmana, sobre Júpiter,
organitzant-se una gran campanya mundial per a observar aquest esdeveniment, que es
calcula pot ocórrer una cop cada 500 o mil anys.
En veritat l'espectacle
no va defraudar ningú i els efectes dels impactes van superar totes les expectatives
prèvies. Encara que no existeix un consens entre els especialistes sobre la grandària
original i la composició del cometa, en un principi es va estimar que podia tenir unes
dimensions pròximes als 10 km, però més tard es va rebaixar aquesta xifra a entre 3 i 5
km. Una vegada fragmentat, els trossos menors s'estima que podien ser de l'ordre dels 100
a 300 metres (alguns dels més petits es van volatilitzar abans de l'impacte) i els majors
podrien arribar a fins i tot superar 1 km.
El resultat dels xocs
sobre el gegantí Júpiter van ser impressionants, sobretot pensant en l'efecte devastador
que podria tenir l'impacte tan sols d'un d'aquests fragments en un planeta com la Terra.
La bola de foc dels majors impactes en alguns casos va ser d'alguns milers de
quilòmetres, i a l'alta atmosfera van quedar unes marques fosques (pràcticament negres)
que van perdurar mesos. Prescindint de l'ona explosiva i dels seus efectes, només aquesta
capa fosca haurio pogut ser catastròfica per a la vida en la Terra, ja que hauria
bloquejat l'arribada de la llum i la calor solar durant mesos, sumint al planeta a
baixíssimes temperatures, que al mateix temps hauria impedit la fotosíntesi, amb la qual
cosa les plantes haguessin mort, a les que seguirien els animals que s'alimenten d'elles.
|
 |
|
