PROCESOS Y ESTRUCTURAS EN UN COMETA

Por José Lull

A lo largo de su monótona, aunque perturbable, carrera alrededor del Sol, los cometas sufren un extenso período de hibernación durante el cual su aspecto difiere poco del de un cuerpo helado. Fue el astrónomo estadounidense Fred Whipple quién patentó la conocida descripción de la «bola de nieve sucia». No obstante, según se aproxima el cometa a su perihelio éste va despertando poco a poco como un oso al final del crudo invierno. El cometa cambia de aspecto con prontitud pudiendo llegar a convertirse en un objeto extraordinariamente espectacular.

El núcleo de los cometas puede llegar a medir más de 100 km de diámetro pero lo más normal es que sean de algunos kilómetros. Generalmente estos núcleos tienen una masa correspondiente a la cien-milmillonésima de la terrestre. El núcleo del cometa no es un cuerpo macizo o cohesionado como bien pudiera serlo en un asteroide sino todo lo contrario. Es una macedonia de diversos tipos de partículas y piedras de múltiples tamaños y formas, desde milésimas de milímetro a varios metros, en la que hay gases helados como el dicianógeno. metano, amoníaco y monóxido de carbono.

A unos 500 millones de km. del Sol, en pleno cinturón de asteroides, el aumento de la temperatura y el viento solar comienzan a incidir sobre este pequeño cuerpo helado. Como una oruga al construirse un capullo, alrededor del cometa se va formando una capa vaporosa. Si de la crisálida sale una hermosa mariposa en el caso del cometa se formará un espectacular objeto muy diferente de lo que antes fue. Algunos cometas nuevos, como los venidos directamente del cinturón de Kuiper o de la nube de Oort, son muy ricos en materiales volátiles y esta característica permite que se activen a mayores distancias. Podemos citar el ejemplo del Hale-Bopp que aún cuando se encontraba cerca de la órbita de Urano a unos 3000 millones de kilómetros del Sol ya había logrado desarrollar una coma de apreciables dimensiones (Recordad la toma CCD del Hale-Bopp que publicamos en el primer número de Huygens). Los componentes de la coma están constituidos por los comúnmente denominados entre los científicos como CHON, unos compuestos formados principalmente por carbono (C), hidrógeno (H), oxígeno (O) y nitrógeno (N), algunos de los cuales disponen de una carga eléctrica. Entre estos compuestos de la coma podemos citar al CN, C2, C3, CH2, C02+. CO+, CH, OH, OH+, NH3. NH, N2+, Na+ y NH2. La luz que recibimos del núcleo depende simplemente del albedo, ya que es luz reflejada, pero, sin embargo, la magnitud de la coma tiene relación con la excitación de los gases por efecto de la radiación solar por lo que según se acerca el cometa al Sol la mayor radiación recibida hace que el brillo de la coma se incremente con mayor celeridad que si se tratase únicamente de luz reflejada. Por esta razón las variaciones de la actividad solar como pueden ser la presencia de grandes fulguraciones que provoquen un aumento de la radiación ultravioleta y rayos X, y el número de manchas solares en la fotosfera intervienen directamente en el proceso de actividad del cometa. Con el cometa JurlovAchmarov-Hassel se realizó un estudio que tenía en cuenta la relación existente entre la actividad solar y los cambios de magnitud sufridos por el cometa siendo evidente que según la actividad del Sol aumentaba o disminuía lo mismo sucedía con el brillo del cometa.

J. Lull Hyakutake 1996 B2 15 de Marzo 1996 TU 23:53

El cálculo del brillo del cometa que aparece en las efemérides cometarias suele realizarse a través de la fórmula:

m = m0 + 5 log Delta + 2.5 n log r donde «m0» representa el brillo que tendría el cometa si estuviese situado a 150 millones de km de la Tierra y del Sol, es decir, una U. A, «Delta» es la distancia geocéntrica del cometa en U. A. y «r» es la distancia heliocéntrica del cometa, también en U.A. «n» es una variable que depende del tipo de cometa que sea e incluso para un mismo cometa puede cambiar con el tiempo. Normalmente los cometas tienen un valor de «n» entre 2 a 6. En muchas ocasiones esta variable provoca el error en la predicción del brillo de los cometas. Como he dicho en muchas ocasiones, las efemérides cometarias adolecen de exactitud por múltiples problemas dificiles de evaluar, tanto en magnitud como en posición. Cuando busco un cometa por primera vez la norma que sigo es la de estar atento e localizar un objeto entre 2 y 3 magnitudes más débil de lo previsto y en la posición que debiera estar unos días antes o después de lo previsto. Este pesimismo muchas veces da resultado y, a veces, incluso uno ha de ser todavía más pesimista.

El halo difuso que se forma alrededor del cometa, la coma o cabellera, puede llegar a medir varios cientos de miles de kilómetros pero, una vez el cometa llega a aproximarse e más de 2 unidades astronómicas del Sol (300 millones de Km.) comienza e generarse una cola que en algunos casos puede llegar a ser extraordinariamente larga. El cometa de 1811 tenía una cola de 160 millones de km pero el Gran Cometa de 1843 superó e su brillante antecesor con una de 330 millones de km. Según se puede apreciar en dibujos y referencias de aquella época el cometa poseía una cola rectilínea que abarcaba una gran porción de la bóveda celeste. La espectacularidad de este gran cometa se debió, sin duda alguna, e la cercanía de su perihelio con la superficie solar, fue un auténtico cometa rasante y se acercó e 130.000 km del Sol. Por contra, el cometa Halley en su aproximación de 1986 únicamente llegó a estar a 88 millones de km. El «vuelo rasante» del 1843 se consiguió a la velocidad de 2 millones de km/h, es decir, casi 600 km/seg. Esa velocidad fue como un salvoconducto para el cometa porque de otro modo seguramente habría quedado atrapado por el poder gravitatorio del Sol y aniquilado en breve tiempo. En 1882 surgió otro gran cometa de la clase de los rasantes y su órbita era extraordinariamente parecida a la del de 1843. Pudiera ocurrir que hace miles de años un enorme cometa sufriese un proceso de fragmentación en su acercamiento al Sol por lo que hoy conocemos un grupo de cometas rasantes que comparten la misma órbita. La vida de un cometa rasante debe ser necesariamente muy corta debido a la enorme cantidad de materiales que abandonan su superficie según avanza el acercamiento a la enorme masa gaseosa que domina el sistema solar. A modo de comparación podríamos indicar que el cometa Halley no podría hacer mucho más que dos «vuelos rasantes» ya que después de esto lo más probable es que se desintegrara o quedara reducido a un núcleo de aspecto asteroidal.

En ocasiones la cola de los cometas puede cruzar nuestro planeta. Este hecho ha sucedido en diversas ocasiones. El cuarto gran cometa del siglo pasado, el de 1861, el Tebbut, llegó a aproximarse a la Tierra hasta unos 17 millones de km y en los primeros días del Verano de aquel año su cola barrió el planeta pero no ocurrió nada destacable. Por otra parte, según los cálculos realizados por el conocido Brian G. Marsden, experto en cometas y planetoides y director de la Oficina Central para Telegramas Astronómicos de la UAI, (a la que espero que algún día alguien de nuestra agrupación notifique el descubrimiento de algún asteroide o cometa), la próxima visita del cometa Swift-Tuttle, el padre de la lluvia de las Perseidas, será inusualmente interesante. El Swift-Tuttle pasó hace apenas 4 años, en 1992, y su próximo paso por el perihelio tendrá lugar el 11 de julio del 2126. Por lo menos yo, espero estar aquí para no perdérmelo. Todos conocemos la dificultad de predecir con exactitud la órbita de un cometa, pues bien, si el perihelio del Swift-Tuttle fuese en un tiempo concreto del 26 de julio del 2126, es decir, tan sólo unos días después de lo que hasta la fecha se calcula. este cometa no sólo nos mandaría Perseidas sino que 19 días más tarde él mismo vendría e besar, en visita oficial, la superficie de nuestro querido planeta. Al Swift-Tuttle se le estima un diámetro de 8 km y si recordamos las calamidades provocadas por el impacto de un objeto de tamaño similar casi prefiero no estar en la Tierra en el 2126. No obstante, lo realmente probable es que la cola del cometa barra la Tierra y nos brinde un espectáculo de estrellas fugaces del todo inusual. El que no suceda nada en la Tierra aún estando inmersa en una cola cometaria viene a aclararnos la densidad y tamaño delas partículas que forman dicha estructura. No en vano la densidad gaseosa en una cola suele ser de 10 a 100 moléculas por centímetro cúbico y su masa total de 1 billón de kg..

El estudio de las colas de los cometas es muy interesante dada la enorme variedad de formas y detalles que podemos apreciar en ellas. Cuando el Sol evapora materiales del núcleo cometario estos son despedidos en dirección a éste aunque el efecto de la radiación solar unido al propio movimiento del cometa a lo largo de su órbita provoca la formación de una cola de gran longitud cuyo desarrollo la aleja del Sol. Las partículas que son despedidas de la cabeza del cometa lo hacen e una velocidad de 10 km/seg pero, hacia el final de la cola, ésta aumenta hasta los 1000 km/seg. En ocasiones el cometa puede tener dos colas claramente diferenciadas en la tomas fotográficas. Una de ellas, denominada como Tipo I, aparece con una tonalidad azulada. Esta es la cola de plasma y está constituida por un conjunto de electrones e iones de carga negativa y positiva, respectivamente, que han sido despedidos de los átomos que forman el material de la coma por medio de la radiación ultravioleta del Sol. El mismo viento solar se lleva estas partículas cargadas en la dirección de su movimiento con lo que esta cola de plasma o de tipo I siempre es rectilínea y apunta al Sol. Como la vida de algunas moléculas como las de C2 y CN son muy cortas, es dificil que estos compuestos puedan recorrer mucha distancia. En cambio, los radicales CO+ y N2+, tienen una vida que ronda los 115 días con lo que estos gases ionizados son los que pueden encontrarse a lo largo de toda la cola y muy especialmente hacia el final de ésta.

Un segundo tipo de cola es la II, la cual aparece de color blanco en las fotográñes. Los análisis espectrográficos muestran un espectro continuo debido a que está compuesta de polvo que dispersa la luz solar. Los desperdicios de la cola de tipo II son los causantes de muchas lluvias de estrellas fugaces. La cola de polvo, compuesta principalmente por partículas entre 1 y 12 micras logra vencer la presencia del viento solar por lo que lejos de ser rectilínea adopta una forma que se adecúa a la de la órbita de su cometa. En un cometa joven se calcula que en los momentos de mayor actividad perihélica es capaz de despedir al día más de un millón de toneladas de vapor de agua y algo menos de la mitad en polvo. A veces es posible que aparezca una cola contraria e la de tipo I, a modo de pez espada. Es la llamada cola anómala o anticola cuya visión es posible cuando el plano orbital de la Tierra coincide con el de una capa estrecha de polvo que se sitúa en el plano orbital del cometa precediendo e éste. Uno de los ejemplos más conocidos de cometa con anticola es el del Arend-Ronald, mientras que cometas como el West de 1976, el Alcock de 1959 o el Kohoutek de 1973 poseían las colas de tipo I y II muy claramente visibles.

Las colas de los cometas pueden presentar filamentos y girones debido a la actuación de los diferentes campos magnéticos interplanetarios e incluso pueden sufrir un corte y continuar después. Uno de los cometas más vistosos ha sido el Gran Cometa de 1744, también llamado cometa de Cheseaux. el cual tenía seis colas. A veces, las imperfecciones que se observan en la estructura de las colas o incluso la presencia de chorros que salen directamente del núcleo son debidas a la propia naturaleza del núcleo y la distribución de los materiales que lo forman. Así, el Gran Cometa de 1858, descubierto por Giovanni Battista Donati a los 32 años, además de poseer varias colas, tanto éstas como la coma cambiaban de aspecto. Se cree que en los cometas puede darse el caso de que grandes bloques de roca oculten otros de hielo formando unas bolsas que cuando por el calor del Sol se evaporan ejercen tal presión sobre la tapadera rocosa que les cubre que, tanto ésta como el gas salen despedidos creando chorros o bolsas de materia en la cola. Este fenómeno se pudo apreciar en el cometa Donati pero también, más recientemente, en otros como el Halley o el mismo Hyakutake 2. El cometa Mrkos de 1957 es un claro ejemplo de cometa con dos colas y cuya cola de tipo II presenta una gran heterogeneidad provocada por estas explosiones de gas en el núcleo.

No debemos olvidar los estudios realizados por sondas como la Giotto dada la cantidad de información que han obtenido sobre los procesos que tienen lugar en los núcleos cometarios. La sonda Giotto, que llegó a acercarse a 596 km del núcleo del Halley, consiguió realizar unas magníficas fotografías del cometa por las que sabemos que tiene unas dimensiones de 15 x 8 km y llega a tener 17 chorros activos. Algunos de estos chorros son bastante brillantes y, cuando están activos, todos se expanden en dirección al Sol. Cuando la rotación del cometa lleva a alguno de estos chorros a la parte sombreada éstos terminan inmediatamente su actividad.

La última de las estructuras que forman parte de un cometa es su corona. Esta corona fue detectada por primera vez por los satélites OGO 5 y OAO 2, y se compone de hidrógeno. En el corneta Bennet la corona cometaria medía cerca de 10 millones de km, un diámetro común entre la mayoría de los cometas. La gran cantidad de materiales que pierden los cometas cada vez que visitan el Sol hace que su vida se acorte irremediablemente. Una de las consecuencias de este proceso es la fragmentación del núcleo cometario. Esto le ha sucedido, entre otros. al cometa West, cuyo núcleo se fragmentó en cuatro pedazos antes de desaparecer. Pero, sin duda alguna, el caso del cometa Biela es el más famoso de todos. Redescubierto en 1826 por el astrónomo aficionado austríaco Wilhelm von Biela y con un período de revolución de 6,75 años (en realidad ya había sido observado en 1772 por Messier y en 1806 por Bessel, aunque por tratarse de un cometa oscuro no se había dejado ver en otras visitas). En su aparición de 1845 en vez de uno fueron dos los cometas observados. El astrónomo Fontaine Maury pudo observar dos cometas avanzando juntos con sus propias colas. En 1852 PA, Secchi siguió viendo dos cometas aunque en vez de ir juntos iban uno delante del otro y con más separación. La aparición de 1859 no ofrecía condiciones idóneas así que no pudo observarse, pero la de 1866 era muy buena y no se vió nada. El cometa Biela había dejado de existir, se había vaporizado. Como despedida, la última voluntad del Biela fue ofrecemos una espectacular lluvia de estrellas fugaces en 1872.