COMETAS: 19p Borrelly y 2000 WM1 LINEAR
Mensajeros de Kuiper y Oort
por José Lull García
jlullg@nexo.es
Coordinador
de la sección de Cometas
Las noticias cometarias para Enero y Febrero de 2002 son más bien escasas, pues, en el momento de escribir estas líneas, no tenemos constancia de ningún cometa que vaya a tener una luminosidad suficientemente importante como para estar al alcance de los aficionados que no trabajen con medios electrónicos. No obstante, dado que los últimos dos meses han sido más fructíferos en cuanto a investigaciones cometarias y observaciones de cometas, en las siguientes líneas pasaremos a exponer los principales temas que, a nuestro entender, podrían suscitar interés por parte del aficionado.
| Figura 0: Recreación del encuentro entre la sonda Deep Space 1 y el asteroide 9969 Braille en Julio de 1999. |
Cometa 19p Borrelly
Tal y como comentamos en Huygens 33, el cometa Borrelly fue visitado por la sonda espacial Deep Space 1 en un encuentro histórico de gran interés para la comunidad científica. En el número pasado, además de la fotografía del núcleo del Borrelly y de algunos datos de la misión, no pudimos ofrecer información sobre los resultados científicos del encuentro y esperaba poder ofrecerlos en este número. Desgraciadamente dichos resultados siguen sin publicarse, por lo que aprovechará para dar algunos datos más acerca de la misión de la sonda Deep Space 1 (DS1). La DS1 es la primera misión del programa NMP (New Millenium Program) de la NASA y fue lanzada el 24 de Octubre de 1998. La misión primaria fue dedicada a testear y evaluar 12 tecnologías seleccionadas por el NMP. Además de probar estas tecnologías, algunas clasificadas como de alto riesgo, la DS1 debía verificar los límites del programa y el coste de su desarrollo. En Julio de 1999 tuvo un acercamiento histórico a solo 27 km de distancia del asteroide 9969 Braille (fig. 0), con lo que además de las pruebas instrumentales que se estaban realizando en la nave, de gran importancia para futuras misiones espaciales, la DS1 también comenzaba a ofrecernos imágenes y datos astronómicos de interés general. En su acercamiento al Braille, por ejemplo, la DS1 detectó un campo magnético.
Al final de la misión primaria en Septiembre de 1999 el coste total de la misión había ascendido ya a 150 millones de dólares (unos 167 millones de Euros). En Septiembre de 1999, la DS1 comenzó su misión extendida de dos años, lo cual ha supuesto un coste de 10 millones de dólares (unos 11 millones de Euros), de los cuales 1.4 millones de dólares iban destinados a la remuneración de su amplio equipo científico. En Noviembre de 1999 DS1 dio el primer susto cuando el SRU (spacecraft’s stellar reference unit) falló, de tal modo que la gobernabilidad de la nave encontró serios problemas que llevaron a poner en cuestión la continuidad de la misión.
Para incrementar la probabilidad de adquisición de datos por control remoto durante el encuentro con el cometa Borrelly, fue necesario instalar un nuevo software en la nave. Los 4 megabytes del nuevo software fueron volcados al computador central de DS1 entre el 5 y el 8 de Marzo de 2001. La transmisión de estos datos al ordenador de la nave supusieron también un pequeño riesgo debido a que DS1 opera con un único ordenador. Por ello, durante todo el tiempo que necesito este ordenador en captar los datos que eran enviados desde la Tierra, la DS1 tuvo que operar en el modo a prueba de fallos.
En Agosto de 2001 la nave perdió el seguimiento de su estrella de referencia, y era la tercera vez que ocurría desde Junio de 2000. La pérdida se produjo cuando estaba rastreando la estrella de referencia pero se pudo comprobar que estos serios errores sucedieron debido a un incremento del flujo de protones solares que saturaron el CCD MICAS (Miniature Integrated Camera Spectrometer) confundiendo el sistema de deteccción estelar. Aunque todas las recuperaciones del seguimiento que siguieron a la pérdida de este fueron conseguidas satisfactoriamente, la misma pérdida ilustra la fragilidad de las operaciones de vuelo de la nave.
El plan de encuentro de la Deep Space 1 con el cometa Borrelly estaba programado para el 22 de Septiembre a una distancia de 1.36 unidades astronómicas del Sol, 8 días después de que el cometa pasara por el perihelio. La elongación solar del cometa sería en ese día de 63º lo cual iba a favorecer que al mismo tiempo que la sonda efectuase su acercamiento y toma de datos, telescopios en órbita terrestre como el HST o el observatorio de rayos X Chandra tendrían también una ventana de observación para llevar un trabajo paralelo. El encuentro se iba a producir en la 13ª aparición del cometa Borrelly desde su descubrimiento en 1904 (curiosamente el cometa no pudo ser visto ni un su quinta ni en su sexta aparición).
Con un período de 6.9 años, el Borrelly pertenece a la familia de cometas de Júpiter, siendo uno de los que más han sido estudiados por parte de los investigadores. El Borrelly se ha identificado como perteneciente a una clase de cometas vacios de cadenas moleculares de Carbono pero no de NH.
 | Figura 1: El cometa Borrelly fotografiado a 2300 km de distancia por la sonda Deep Space 1 |
A las 22:30 TU del 22 de septiembre la sonda voló a una velocidad de 16.5 km/s a 2170 km por encima de la enorme masa de hielo, rocas y polvo que es el cometa. Las fotografías que pudo tomar la sonda evidenciaron la forma alargada del cometa, de unos 8 km de longitud en su eje mayor y 4 km en su eje menor (fig. 1), si bien antes del encuentro se había sugerido que tendría un diámetro esférico de 5 km y un período de rotación de 25 horas. El encuentro tuvo lugar a 221 millones de km de la Tierra y a 204 millones de km del Sol, con un cometa en plena actividad. En la primera imagen, donde el cometa podría ser incluso comparado con un asteroide, se ha tratado y filtrado la imagen eliminando la coma y los chorros de eycción de gas que ocultaban el cometa. En la segunda imagen que presentamos del Borrelly, tomada minutos antes que la primera (fig. 2), a pesar de que también ha sufrido un proceso de tratamiento para eliminar el brillo de los gases que impedían ver el núcleo, éste puede adivinarse ya al tiempo que podemos comprobar como toda la superficie del cometa iluminada por el Sol está en plena sublimación, con algunos chorros de gas activos. Hacía 15 años que una sonda no visitaba de esa manera un cometa, desde el encuentro entre la europea Giotto y el cometa Halley en 1986. A la distancia de 2000 km, estaba previsto que la nave recibiese 100 impactos de partículas de un tamaño superior a los 80 μm de diámetro, lo cual suponía un peligro para el instrumental y la propia nave.
 | Figura 2: Actividad del cometa Borrelly durante la aproximación de la Deep Space 1. |
La adquisición de datos científicos en el Borrelly comenzó doce horas antes del acercamiento máximo cuando se conectó el PEPE (plasma experiment for planetary exploration). Hemos de tener en cuenta, sin embargo, que las aproximaciones a los cometas activos son extraordinariamente más complicadas que las efectuadas a asteroides. Cuando la Deep Space 1 se acercó al 9969 Braille sólo fue necesaria la navegación respecto a estrellas de referencia y el propio núcleo del asteroide, bien definido como un punto de luz en la lejanía. Sin embargo, un cometa activo esconde su núcleo, y ese es el objetivo de la visita. La localización del núcleo debe ser inferida a partir de observaciones de la coma desde la Tierra y la sonda. Incluso un día antes del acercamiento máximo el núcleo es una pequeña fracción de pixel en la toma CCD de la sonda, por lo que su diferenciación de la coma resulta muy compleja. Esto resulta un serio problema para definir la trayectoria de la sonda hacia el cometa. Así mismo, las propiedades fotométricas relativas de la coma y del núcleo son altamente inciertas, de manera que es muy difícil predecir cuándo puede ser detectable el núcleo. Con un ángulo de fase de aproximación de 91º, los efectos de la forma del núcleo y sus sombras y la presencia de chorros de eyección de gas incrementan estos problemas. Para adquirir una imagen de 50 pixels del cometa fue necesario esperarse hasta 7 minutos antes del máximo acercamiento. De todos modos, los problemas de navegación y orientación fueron adecuadamente resueltos de tal modo que hoy podemos disfrutar de algunas bellas fotografías del núcleo cometario y, esperemos que pronto, resultados científicos de gran interés.
El albedo (porcentaje de luz solar que refleja) del cometa se ha calculado, tras el encuentro, en el 4%. Esto supone que se trata de un cuerpo realmente oscuro, sobre todo si lo comparamos con los planetas del sistema solar, donde Venus es el mayor albedo tiene con un 76%, la Tierra un 39% y Mercurio, “quemado” por su cernanía al Sol, es el que menos luz refleja del Sol (en relación, obviamente, a lo que le llega), con un 6%. La oscuridad del cometa Borrelly tiene para los astroquímicos una explicación evidente. Según ellos, ésta se debe a la presencia, en la superficie del cometa, de una capa de carbono y elementos orgánicos que quedan tras la sublimación del hielo cometario debido a la interacción con el viento solar y el aumento de la temperatura. Dado que el Borrelly tiene un período orbital de 6.7 años, el cometa se ha visto sometido a un castigo muy frecuente por sus numerosos pasos alrededor del Sol, provocando que esa capa de carbono y residuos, a la que hacíamos referencia anteriormente, haya aumentado su espesor en cada pasa. Esto tiene una consecuencia clara. Cuanto más espesa y profunda sea esta capa el cometa tendrá un albedo menor y, consecuentemente, no solo reflejará menos luz solar al exterior sino que también dificultará más la sublimación del hielo cometario.
La irregularidad de la superficie del cometa Borrelly, tal y como se ha podido apreciar en las fotografías enviadas por la sonda Deep Space 1, ha causado cierta sorpresa entre algunos investigadores. Así, Soderblom, del U.S. Geological Survey, ha indicado que esto manifiesta que la complejidad del núcleo cometario es mucho mayor de la que podrían haberse imaginado. Sin embargo, otros científicos como Weissman, del Jet Propulsion Laboratory, aseguran que esto es justo lo que debemos ver, pues los cometas son producto de la suma de numerosos fragmentos de hielo y roca.
El cometa Borrelly se cree que fue formado en el cinturón de Kuiper (fig. 3), una interesante zona más allá de la órbita de Neptuno que últimamente está siendo noticia por los contínuos descubrimientos que en ella se producen. La existencia del cinturón de Kuiper fue postulada en 1951 por el astrónomo holandés Gerard P. Kuiper, y no fue hasta 1992 cuando se descubrió el primero de estos objetos que confirmaban lo que Kuiper ya había supuesto años atrás. Desde 1992 los descubrimientos han sido numerosos y sorprendentes, baste señalar el 2001 KX76 (28978), que ha resultado ser un cuerpo mayor que Ceres, hasta la fecha el mayor asteroide del Sistema Solar. Es posible que incluso el propio Plutón forma parte de este tipo de objetos.
 | Figura 3: Órbitas de algunos de los objetos detectados en el cinturón de Kuiper. En el borde interior del círculo grueso está la órbita de Neptuno. |
En el cinturón de Kuiper deben haber miles de asteroides pero también miles de cometas (en ocasiones, la diferencia entre unos y otros será muy relativa) que a la mínima perturbación gravitatoria podrán ser lanzados al interior del Sistema Solar.
Como complemento más lejano del cinturón de Kuiper tenemos la llamada nube de Oort, el gran santuario de los cometas. El cometa Halley, al contrario que el Borrelly, procede de la nube de Oort. La nube de Oort fue propuesta por el astrónomo holandés Jan H. Oort en 1950. Él señalaba que el diámetro de la misma sería de unas 100000 unidades astronómicas y que contendría miles de millones de cometas.
¿Cómo sabemos que el Borrelly viene del cinturón de Kuiper y no de la nube de Oort como el cometa Halley?. La hipótesis de Oort ha sabido explicar muy satisfactoriamente el tamaño y la orientación de las trayectorias que tienen los cometas de largo período, es decir, los que necesitan más de dos años en cumplir un perihelio. La forma esférica de la nube de Oort, una especie de cáscara que rodea todo el Sistema Solar, responde bien a la observación evidente de que estos cometas entran en el Sistema Solar interior desde cualquier punto de la bóveda celeste. Los discos de polvo detectados en otras estrellas parecen sugerir la idea de que en la formación de los sistemas solares los materiales menos densos son expulsados hacia las afueras (fig. 4). El problema de la hipótesis de Oort es explicar la existencia de los cometas de corto período, que además tienen órbitas muy poco inclinadas respecto el plano orbital de la Tierra, cosa que no sucede con los de largo período (baste recordar la inclinación de las órbitas del 2000 WM1 LINEAR y 2001 A2 LINEAR, por citar dos ejemplos recientes). Para explicar este problema, los astrónomos pensaron que debido a la interacción gravitatoria con los grandes planetas del Sistema Solar las inmensas órbitas iniciales de los cometas se fueron reduciendo y acoplando hasta concluir en los tipos de órbitas que presentan los cometas de corto período. Pero esta idea encontró sus primeros detractores en 1949. El irlandés K.E. Edgeworth dedujo que debía existir necesariamente un anillo de cometas en el Sistema Solar exterior y Kuiper, en 1951, sin conocer el trabajo del anterior, volvió a insistir en la presencia de un cinturón de cometas justo tras Neptuno y Plutón. Ambas teorías quedaron aparcadas hasta que P.J. Joss puso en entredicho que Júpiter fuera capaz de modificar las órbitas de los cometas de largo período hasta reconvertirlas en órbitas de corto período. No obstante, puesto que esta afirmación no pudo ser comprobada se siguió suponiendo que la nube de Oort era la responsable de los cometas de largo y corto período.
 | Figura 4: Disco de polvo alrededor de la estrella Beta Pictoris. |
En 1980 J.A. Fernández calculó que los cometas de corto período procedían del cinturón de Kuiper y no de la nube de Oort. La existencia del cinturón de Kuiper está ya fuera de toda duda, pues ya se cuentan por decenas el numero de objetos kuiperianos descubiertos, todos más allá de la órbita de Neptuno que parece marcar el borde interior del cinturón. Según Luu y Jewitt, descubridores de los primeros transkuiperianos, se calcula que deben existir en el cinturón de Kuiper unos 70.000 objetos de tamaño superior a los 100 km. La cuestión que dedemos plantearnos, desde el punto de vista cometario, es si el cinturón de Kuiper, que parece ser el proveedor de los cometas de corto período, tiene suficiente estabilidad gravitatoria como para haber aguantado durante 4500 millones de años con sus miembros cometarios. Según M. Holman y J. Wisdom, que buscaron respuesta al problema planteado a partir de siumulaciones de ordenador, la influencia gravitatoria de los planetas gigantes expulsa fuera del Sistema Solar interior (entendiendo como tal del Sol a Plutón) a todos los cometas en un período de unos 100.000 años, si bien los cometas transneptunianos consiguen permaner en su sitio durante miles de millones de años.
El cinturón de Kuiper tiene masa suficiente como para haber provisto al Sistema Solar interior de todos los cometas de corto período desde sus orígenes. Las simulaciones muestran como Neptuno perturba lentamente el borde interior del cinturón de Kuiper llevando los objetos de esa zona al interior del Sistema Solar, transformándolos en cometas de corto período si no perecen antes contra un planeta gigante (caso del Shoemaker-Levy 9), el propio Sol, o son relanzados fuera del Sistema. Como enlace entre los cometas del cinturón de Kuiper y los cometas de corto período, podríamos tener a los llamados Centauros. Los centauros son objetos que orbitan entre las órbitas de los planetas gigantes, como 2060 Quirón (fig. 5), registrado inicialmente como asteroide aunque se ha podido comprobar que se trata de un cometa con una coma débil y persistente. Los Centauros podrían servir como transición, pues únicamente pueden permanecer en ese tipo de órbitas unos millones de años antes de ser lanzados fuera del Sistema o ser introducidos en su interior, en órbitas más restringidas de corto período.
 | Figura 5: Un cometa del grupo de los Centauros, el 2080 Quiron. Toma del autor con un SC 10” LX6 y una CCD Sbig ST-7. |
Cometa 2000 WM1 LINEAR
Este cometa he estado observandolo ocasionalmente con prismáticos 10x50 desde mediados de noviembre. El pasado 18 de noviembre le calculé una magnitud 7 y un diámetro de su coma de unos 12’. No se observaba ningún detalle o deformación en su forma que pudiera evidenciar la presencia de una cola. La noche del viernes 30 de Noviembre lo observé ya en torno a la magnitud 5.5, con lo que era un objeto fácilmente localizable. Es muy posible que desde lugares oscuros pudiera verse a simple vista. De la noche del 28 de Noviembre (23:43.55 TU) nuestro amigo Josep Julià Gómez nos ha cedido amablemente una toma CCD de 10” de exposición que realizó del cometa Borrelly desde su observatorio de Marxuquera. En ese momento la Luna estaba casi llena (96%) y a sólo 15º al Este del cometa, que se encontraba en el límite de Aries y Piscis. En la toma se puede apreciar la forma ovalada de la coma y el inicio de la cola, poco desarrollada (fig. 6).
 | Figura 6: El cometa 2000 WM1 LINEAR el 28 nov 2001. Toma realizada por Josep Julià Gómez con un SC 10” LX200 y una CCD Audine Kaf401e, exp. 10”. |
El máximo brillo del cometa, para los observadores españoles, se dió en la primera quincena del mes de Diciembre (cuando escribo esto estamos a 25 de noviembre), momento en el que, si la curva de luz respetó sus parámetros, el cometa alcanzó la magnitud 5.2. Desgraciadamente, según el cometa fue aumentando en brillo también fue bajando de declinación, de modo que desde mediados de diciembre el cometa ha quedado por debajo del horizonte. El perihelio del WM1 se dará el próximo 22 de Enero, momento en el que el cometa pasará a 83 millones de kilómetros del Sol, estando a 153 millones de km de la Tierra. Los días anteriores habrá alcanzado ya su máximo brillo, observable unicamente desde latitudes meridionales. Con la curva de luz actual podría brillar en torno a la magnitud 4.8.
Desde España el WM1 va a ser imposible de observar hasta finales del mes de Febrero, cuando poco antes del crepúsculo matutino comenzará estará elevado unos grados por encima del horizonte SE, en la constelación de Sagitario. Lo podremos ver aproximadamente tan brillante como a mediados de noviembre, con lo que aún será fácil de buscar con pequeños prismáticos. Posteriormente, el cometa irá subiendo en declinación y su elongación respecto al Sol irá creciendo de modo que permitirá unas mejores condiciones de observación aunque, eso sí, el cometa se irá debilitando con rapidez (fig. 7).
 | Figura 7: Posición del WM1 LINEAR a finales de Febrero de 2002 en Sagitario. |
Aprovecharé estas líneas dedicadas al WM1 para explicar un poco su órbita.. Cuando un cuerpo tiene una excentricidad (e) =0 su órbita es circular, si e<1 ésta es elíptica. Si como sucede con el WM1 “e” es ligeramente mayor de 1 la órbita del cometa es elíptica pero extremadamente extendida o parabólica. Para “e” >1 la órbita es hiperbólica. Los cometas de órbita hiperbólica no vuelven más por las inmediaciones del Sistema Solar y los de órbitas parabólicas lo hacen tras muchos miles o incluso millones de años, dependiendo de cual sea el valor de su semieje mayor (a). Todos los cometas de corto período o los comunes de largo período tienen órbitas elípticas con una excentricidad menor inferior a 1. El cometa 2000 WM1 LINEAR tiene, en cambio, una excentricidad de 1.000281, lo que hace que su órbita sea elíptica extremadamente alargada.
Una fórmula señala que q=a (1-e), siendo q la distancia al perihelio, uno de los datos que siempre podemos encontrar en los parámetros orbitales que se publican de un cometa. Puesto que sabemos que “q” tiene un valor de 0.555366 unidades astronómicas, y ya conocemos el valor de “e”, podemos calcular cual es el valor del semieje mayor (a) de la órbita del cometa, valor que da 1976 unidades astronómicas. Esto quiere decir que el WM1 tiene su afelio a casi 4000 u.a. del Sol y esa es una cifra muy respetable, pues equivale a 600.000.000.000 kilómetros o, lo que es lo mismo, 22 días luz. Viajando como el transbordador espacial a una velocidad de 40.000 km/h tardaríamos en llegar allí más de 1700 años. El cometa, sin embargo, necesita un período de unos 85000 años para dar una vuelta completa a su órbita.
El WM1 se adentra en las afueras del Sistema Solar. Recordemos que Neptuno orbita a una distancia de 30 unidades astronómicas y que Plutón alcanza su afelio a unas 40 unidades astronómicas. Las 4000 u.a. del cometa WM1 definen muy bien la lejanía de su afelio. Ahora la pregunta que nos podríamos plantear es, después de haber hablado anteriormente de la nube de Oort y del cinturón de Kuiper, dónde está el origen de este cometa. Por las carácterísticas de su órbita y la distancia de su afelio este procede, sin duda, de la nube de Oort.
Fecha A. R. (2000) Decl. Elong. m1
2002 01 01 22 10.37 -52 11.3 48.6 5.4
2002 01 10 21 21.07 -54 34.4 39.2 5.1
2002 01 20 20 28.19 -52 56.6 33.0 4.9
2002 01 30 19 50.86 -47 09.2 31.7 5.3
2002 02 10 19 31.98 -38 25.2 36.0 6.3
2002 02 20 19 26.06 -30 06.4 43.1 7.2
2002 02 21 19 25.75 -29 16.9 43.9 7.2
2002 02 22 19 25.47 -28 27.5 44.7 7.3
2002 02 23 19 25.21 -27 38.1 45.6 7.4
2002 02 24 19 24.98 -26 48.9 46.4 7.5
2002 02 25 19 24.77 -25 59.7 47.3 7.6
2002 02 26 19 24.57 -25 10.7 48.2 7.6
2002 02 27 19 24.38 -24 21.7 49.1 7.7
2002 02 28 19 24.21 -23 32.9 50.0 7.8
2002 03 01 19 24.04 -22 44.1 50.9 7.9
Otros cometas
De momento no tengo noticias de ningún otro cometa que pueda ser observado con medios ópticos normales. El cometa 2000 SV74 LINEAR alcanzará su perihelio a mediados de abril, pero a una distancia de 3.5 unidades astronómicas, con lo que incluso en esas fechas su magnitud podrá ser cercana a 13. Por supuesto, no será observable durante estos dos primeros meses del año.
Otro cometa que por el momento no será visible es el 2001 Q4 NEAT, pero de él tendremos noticias en el año 2004. Este cometa fue descubierto el 24 de Agosto pasado con el telescopio Schmidt de 1.2 metros de Monte Palomar en el transcurso del programa NEAT (Near Earth Asteroid Tracking). El descubrimiento fue confirmado el 26 y 27 de Agosto, cuando el cometa fue descrito como una nebulosidad de 8” con una magnitud total de 20, si bien observaciones realizadas desde el observatorio Klet y desde el McDonald, indicaban magnitudes de 17.8 y 17.3, respectivamente. El perihelio del cometa será el 26 de mayo de 2004 a una distancia de 150 millones de km del Sol y será visible con pequeños prismáticos o incluso a simple vista. Hasta entonces, aún pasarán muchas cosas y, con suerte, puede que nos visite algún gran cometa procedente de la nube de Oort.
Bibliografía
J.K. Beatty “Meet Comet Borrelly”, Sky&Telescope 102:6 (2001), 18-19.
J.X. Luu y D.C. Jewitt “El cinturón de Kuiper”, en Sistemas solares (Investigación y Ciencia, Temas 15; Barcelona, 1999), 96-102.
M.D. Rayman “The Deep Space 1 extended mission: challenges in preparing for an encounter with comet Borrelly”, 52nd International Astronautical Congress (Tolosa, 2001), 1-10.
Internet
www.ifa.hawaii.edu
http://ww41.tiki.ne.jp/~kazukin/cmt/k01q4.htm