Cometas

¿QUÉ SON? ¿CÓMO SON? LOS COMETAS

Desde que Aristóteles en el siglo IV a.c. atribuía al calentamiento de las Tierra y a los vientos calientes que se acumulaban en la parte alta de la atmósfera que al rozarse con la primera de las “esferas” generaba las “nebulosidades” que nosotros vemos desplazarse por el cielo, y que hoy conocemos como “cometas”, ya han ocurrido cosas y muchísimo ha cambiado la percepción que hoy tenemos sobre ese fenómeno.

El cometa Hale-Bopp pudo ser observado durante 18 meses en el año 1997

Podemos decir que la década de los años cincuenta del siglo pasado supuso el comienzo de una nueva era en la astronomía cometaria.

Las observaciones hechas por Bessel y Herschel hacían pensar que el material presente en la cola y en la “coma” del cometa, era barrido por una fuerza que tenía su origen en el Sol. Requería, por tanto, la existencia de una fuente para todo ese material, un núcleo que nutriera la “coma” y la cola.

El primer modelo que se utilizó para describir la naturaleza de los núcleos cometarios recibió el nombre de “banco de arena”. Según este modelo, el núcleo cometario sería en realidad un enjambre de partículas de polvo, sueltas, separadas con tamaños que iban desde la millonésima de metro hasta los diez metros. El gas estaría embebido, adsorbido, en esas partículas de polvo y se liberaban cuando se calentaban por el Sol.

El problema es que un modelo como el descrito no podía explicar algunas observaciones. Por ejemplo, que una estructura como la del “banco de arena” no podía justificar el hecho de que algunos cometas que habían pasado muy cerca del Sol, hubiesen sobrevivido. Como se sabe un cuerpo que pase muy cerca del Sol se ve afectado por las “fuerzas de marea”, estando sometido a una fuerte tensión. Esto haría que un enjambre de partículas sueltas, sin cohesión, que se acercase al Sol se deshiciese totalmente. El cometa desaparecería. Por tanto, el núcleo tenía que ser un cuerpo monolítico, capaz de superar pasos cercanos al Sol. También tendría que explicar cambios en el periodo orbital de algunos cometas.

En 1950 el profesor de Harvard Fred Whipple presentó un nuevo modelo de núcleo. Whipple propuso que los núcleos de los cometas eran cuerpos sólidos, conglomerados de hielos de agua, amoniaco, metano, monóxido de carbono y otras posibles moléculas, fuente de los compuestos observados en la “coma”, mezclados con polvo. Basándose en observaciones de varios cometas, estimaba que el hielo ocuparía dos terceras partes del núcleo, mientras que el polvo, sólo una tercera parte. Por tanto, el núcleo cometario sería como una enorme “bola de nieve sucia” y así fue bautizado el mismo.

Según el “modelo de la bola de nieve sucia”, los núcleos cometarios pasarían por distintas etapas a lo largo de su vida. En una primera etapa, cuando el núcleo se aproxima al Sol, éste calienta los hielos de la superficie, que se vaporizan arrastrando consigo el polvo más pequeño o ligero.

Las partículas más grandes o pesadas quedarían en la superficie formando una especie de manto aislante.

Sucesivos pasos alrededor del Sol irán mermando la cantidad de hielo presente en el núcleo, sugiriendo así que el estado final de un cometa podría ser el de un cuerpo oscuro, similar a un asteroide.

Con esta descripción del núcleo, y retomando la idea original de Bessel, el gas que se liberaba cuando el cometa se acercaba al Sol producía una fuerza de reacción sobre el núcleo similar a la que permite desplazarse a un cohete. Si esa fuerza era lo suficientemente grande, podría modificar ligeramente la órbita del cometa alrededor del Sol y explicar los cambios observados en el “periodo orbital” de algunos cometas.

Si la rotación del núcleo es acorde con el movimiento de revolución (opción "A"), la reacción de los chorros de material eyectado empujará al cometa en el mismo sentido de traslación de su órbita, alargándola y haciendo que aumente el período entre los sucesivos pasajes por el perihelio. En cambio, si el núcleo rota en dirección opuesta a su movimiento orbital en torno al Sol (opción "B"), el efecto cohete causará una fuerza desaceleradora que empujará al cometa hacia el interior en dirección al Sol, con la consiguiente disminución del período entre los sucesivos pasajes por el perihelio.

Whipple estimó que la cantidad de gas que se debía liberar para producir los cambios observados era relativamente pequeña, siempre y cuando los núcleos fuesen muy pequeños, con un radio entre uno y varios kilómetros.

Whipple diseñó así un modelo que proporcionaba una explicación para todas las observaciones realizadas en la época, pero además incluía un requerimiento de gran importancia. La condición más crítica para el “modelo bola de nieve sucia” es que debía haberse formado a una temperatura muy baja, inferior a los 200º C bajo cero. Si se hubiese formado a temperaturas superiores, sólo podría haber hielo de agua en el núcleo, los demás compuestos volátiles se habrían sublimado.

En 1914 el astrónomo sueco Svante Strömgren, después de analizar gran número de órbitas cometarias y las correspondientes perturbaciones que los planetas les producían, llegó a la conclusión de que los cometas tenían su origen dentro del “sistema solar”. De esta manera se decantó a favor de Lagrange en la polémica que entabló con Laplace sobre dicha cuestión.

Continuando con el trabajo de Strömgren, el astrónomo holandés Jan Oort publicó en 1951 otro trabajo de gran importancia sobre el origen de los cometas. Oort estudió las órbitas de aquellos que parecían tener un periodo muy largo. Suponiendo que estos cometas habían entrado en el “sistema solar” interior por primera vez y calculando el punto más alejado del Sol de sus órbitas, pudo determinar que una gran parte de ellos debían proceder de una región situada a una distancia aproximada entre 10.000 y 50.000 UA (“Unidades astronómicas”, un poco menos de 150 millones de kilómetros la unidad).

Con estos resultados, postuló entonces que los cometas, o al menos una parte de ellos, residían en los confines del “sistema solar”, formando una especie de “enjambre” o nube esférica que lo envolvía. Esta región recibe el nombre de “nube de Oort” en su honor.

Además el astrónomo holandés estimó que para que se produjese el número de cometas que se habían observado hasta la fecha, la nube esférica debía contener una reserva entre cien mil millones y un billón de cometas, teniendo una masa, en total, inferior a la décima parte de la masa de la Tierra.

La hipótesis de Oort proporcionaba una explicación razonable sobre el origen de los cometas. Por alguna perturbación, por ejemplo, la acción gravitatoria de estrellas que pasasen relativamente cerca del “sistema solar”, algunos cometas de la “nube” saldrían de su letargo. Parte de esos cometas entrarían en la parte interior del “sistema solar”, donde las perturbaciones de Júpiter provocarían que aproximadamente la mitad de los cometas comenzaran a moverse alrededor del Sol y la otra mitad fueran expulsados hacia el medio interestelar, fuera del “sistema solar”.

A su vez, parte de los “cometas capturados”, tras sucesivos pasos por la región planetaria, evolucionarían hasta alcanzar órbitas con un periodo orbital muy corto, como es el caso del cometa Encke.

Los cometas pueden tener periodos cortos, largos o incluso muy largos.

Las observaciones realizadas sugerían que el material presente en la “coma” debía estar sometido a varias fuerzas. La más evidente era la atracción gravitatoria del Sol. Por otro lado el científico sueco Arrhenius había propuesto que la ejercida por la “radiación solar” podía empujar en la dirección contraria a la del Sol a las partículas más ligeras del “coma”.

La acción combinada de esta fuerza con la gravitatoria parecía suficiente para explicar las formas de las “colas curvadas”, las más anchas y de color blanquecino o amarillento, que estaban constituidas por principalmente por polvo.

La doble cola de los cometas: azul y amarillenta.

Las colas rectas (respecto a la dirección con el Sol), azuladas, constituidas por iones, parecían, entonces, más difíciles de explicar.

El científico británico Eddington realizó análisis matemáticos sobre las formas de las “comas” y las “colas” y propuso que las colas rectas se podían formar por acción de un torrente de iones procedente del Sol. Se postulaba así la existencia del “viento solar”, aunque cabe decir que este trabajo apenas si tuvo repercusión al principio.

En 1943 el astrónomo alemán Cuno Hoffmeister descubrió un hecho algo raro y sutil. Las colas iónicas no se extendían exactamente en la dirección anti-solar. Extrañamente mostraban lo que se llamó “ángulo de aberración”, que era de unos siete grados. Eso eliminaba definitivamente la presión de radiación como origen de estas colas, pues si se formasen sólo por la fuerza de la presión de radiación, ese ángulo no tendría sentido.

El “ángulo de aberración” fue explicado por Biermann, quien propuso, de forma similar a Eddington, que los choques entre las partículas que constituían el “viento solar” y las moléculas de la “coma” eran los que podían originar las “colas rectas”, incluida la “aberración”. Sin embargo, todavía no se entendía todo.

Las colas iónicas mostraban unas estructuras o condensaciones más brillantes que se movían a unas velocidades muy elevadas. Estas altas velocidades exigían que el “viento solar” fuese, en realidad, mucho más denso de lo que se había estimado que era.

El físico sueco Alfvén, especialista en física del plasma y premio Nóbel en 1970, solventó esa inconsistencia en 1957 al proponer que el “viento solar” arrastra consigo un “campo magnético” que es el que, en realidad, acelera los iones hacia la “cola recta”. La naturaleza del “viento solar” quedaba definitivamente establecida.

Las ”colas” curvadas y amarillentas, constituidas por pequeños granos de polvo, se formaban por la acción de la presión ejercida por la radiación solar y la atracción del Sol de acuerdo con las ideas originales de Bessel y Arrhenius. En estas “colas” el “viento solar” no jugaba prácticamente ningún papel porque no estaban constituidas por partículas cargadas.

Las “colas rectas” y azuladas, constituidas por iones, se formaban por la interacción de estos con el “viento solar” y el campo magnético que arrastra. La aceleración a la que estaban sometidas debido al “campo magnético” era tan alta que hacía que tanto la presión de radiación como la gravedad solar no jugasen, prácticamente, ningún papel en su formación.

Las ideas de Whipple y de Oort debieron cambiar la percepción que se tenía de los cometas. Se empezaba a sospechar que los núcleos cometarios podían contener el material menos evolucionado del sistema solar.

Efectivamente, los núcleos cometarios habían residido en los confines del sistema solar, alejados de la principal fuente de calor. Ello les habría permitido conservar material muy volátil que, de haber estado sometido a superior temperatura, habría desaparecido. Pero, además, los núcleos deberían ser pequeños y ligeros, como indicaba el hecho de que los gases liberados pudiesen modificar su trayectoria en el cielo. También deberían ser relativamente frágiles, como indicaban las fracturas que se han observado.

Durante la década de los años setenta del siglo pasado, los observatorios espaciales de la NASA pudieron estimar que en la “coma” de los cometas había casi igual proporción de H que de OH. Estos dos componentes se obtienen cuando una molécula de agua se rompe por la acción de la luz.

La confirmación definitiva de que el agua es el principal constituyente de los cometas no se obtuvo hasta 1985, con la última que nos hizo el cometa Halley. Se comprobó, inequívocamente, que el agua era el componente volátil mayoritario del mismo. Desde entonces, la observación de diferentes cometas nos ha permitido saber que el hielo de agua constituye, aproximadamente, el 80 % del material volátil de los cometas. El dióxido y el monóxido de carbono son los segundos componentes mayoritarios, en una proporción que varía entre un 2 y un 20 % de la cantidad de agua, según el cometa.

Por su parte, el modelo de “bola de nieve sucia” de Whipple recibió el primer apoyo observacional en los años ochenta, con la utilización del radar. En 1980, el eco del radar reflejado en el cometa Encke indicaba que, efectivamente, oculto tras la “coma” existía un núcleo compatible con lo predicho por Whipple, un cuerpo sólido, compacto, irregular y poroso con un tamaño aproximado de 1 km. Durante los años siguientes pudieron determinarse con el radar otros núcleos cometarios, pero hubo muchos más donde no fue posible detectarlo, entre ellos el Halley que fue observado con radar cuando nos visitó en 1985 sin conseguirlo.

En lo que fue un programa de exploración espacial sin precedentes, el cometa Halley fue estudiado “in situ” entre el 6 y el 14 de marzo de 1986 por cinco naves espaciales. Estas naves fueron la Giotto, de la Agencia Europea del Espacio (ESA), las japonesas Suisei y Sakigake, las soviéticas Vega 1 y Vega 2 y la sonda ICE de la NASA.

La observación directa proporcionó la confirmación que el radar nos había ganado para el Halley. Mostraron la presencia de un núcleo sólido, monolítico, voluminoso e irregular, con grandes cráteres, depresiones y montañas. ¡El modelo propuesto por Whipple era correcto! El tamaño era de 16 km. de largo por 8 de ancho. La superficie era muy rugosa y oscura, con un albedo del 4 %, similar al del carbón vegetal.

Imagen del núcleo del cometa Halley tomada por la sonda Giotto.

Hubo que esperar al telescopio espacial Hubble y al desarrollo de complejas técnicas de procesado de imágenes para poder determinar el “tamaño” y el “albedo” en otros cometas. Esto ocurre porque cuando el núcleo es accesible observacionalmente desde la Tierra, se halla rodeado por la “coma” y no permite, generalmente, su observación directa. Cuando no hay “coma”, el cometa está muy alejado del Sol y no se puede observar habitualmente, para ello se necesitan telescopios de diámetro muy grande.

Calculada la densidad del Halley, resultó ser de 500 kg / metro cúbico, es decir, aproximadamente la mitad de la del hielo del agua, principal componente volátil del núcleo del cometa. Si como sabemos ya, una parte importante del núcleo esta constituida por polvo, silicatos, que tiene una densidad al menos tres veces mayor que el hielo del agua, la conclusión era evidente: ¡el núcleo era extremadamente poroso, al menos la mitad de su núcleo podía estar hueco!

Cuando el Halley alcanzó el punto más cercano al Sol de su órbita, que fue cuando se produjo el encuentro con las sondas espaciales, producía, aproximadamente, 20 toneladas de agua por segundo, cantidad que disminuía progresivamente conforme se alejaba del Sol. Aunque puede parecer mucho, sin embargo, considerando la superficie que tenía el núcleo, se estimó que todo el gas observado debía proceder tan sólo del 10 al 20 % de la superficie. El polvo procedía tan sólo de la región iluminada por el Sol, advirtiéndose fuertes estructuras con forma de chorros.

Respecto al polvo de la “coma” se descubrieron tres tipos de partículas: un tercio eran elementos casi puros (C, H, O y N), otro tercio por silicatos y el tercio restante por una mezcla de los dos, con una composición similar a las “condritas carbonáceas”, un meteorito muy conocido. También son reseñables las pequeñas dimensiones de las partículas de la “coma”, con un tamaño inferior a la cienmillonésima de metro.

Órbita descrita por el cometa Halley alrededor del Sol

Los cometas de ser mensajeros de desgracias en épocas pasadas han pasado a ser objetos clave para entender como se formó nuestro sistema planetario, e incluso, a estar detrás del origen de la vida en la Tierra.

Los estudios sobre la formación de los planetas terrestres sugieren que sus atmósferas primitivas estaban constituidas por nitrógeno, agua y dióxido de carbono. Resulta difícil aceptar que a partir de esos compuestos se hubiesen formado moléculas orgánicas complejas.

Por otro lado, parece que la complejidad de los compuestos orgánicos crece con la distancia al Sol. Por ello resulta razonable pensar que moléculas orgánicas, o las precursoras de la vida en la Tierra, fueran transportadas desde la parte más externa del “sistema solar” hasta la interna y ahí es donde los cometas podrían haber desempeñado su papel. La idea se afianza con la detección en los cometas de especies orgánicas complejas como el cianuro de hidrógeno y el formaldehído, que son dos volátiles críticos para el desarrollo de la química precursora de vida.

Hace unos años se realizó un interesante experimento en la universidad de Leiden (Holanda) en el que se hizo incidir “radiación ultravioleta” sobre “mezcla de hielos”, que contienen agua, monóxido de carbono, metanol, etc., todos encontrados en los núcleos cometarios.

Con ello se intentaba reproducir posibles procesos que hubiesen podido tener lugar en granos helados interestelares, futuros integrantes de los núcleos cometarios. El experimento mostró que se habían formado, al menos 16 aminoácidos diferentes,seis de ellos presentes en las proteínas, además de furanos y pirroles, ambas moléculas de interés biológico.

Hasta hace muy poco tiempo no se había detectado ningún aminoácido en los cometas, lo cual resulta lógico, porque de existir, lo haría en cantidades muy pequeñas y, por tanto, muy difíciles de detectar de manera remota. Hemos tenido que esperar a que llegaran a la Tierra las muestras de polvo que recogió la sonda Stardust (NASA) de la coma del cometa “Wild 2” para detectar el primero, “glicina”, el más simple de todos los aminoácidos.

La relación entre el desarrollo de la vida en la Tierra y los cometas también se busca en el agua. El agua que hoy contiene nuestro planeta podría proceder del exterior. En ese sentido, asteroides y cometas, los objetos del sistema solar que colisionaron con ella, son los candidatos ideales. Una manera de caracterizar el agua y así poder intentar buscar su origen es a través de la cantidad de deuterio que contiene.

Ocurre que en el agua terrestre hay, aproximadamente, 3 átomos de deuterio por cada 20.000 átomos de hidrógeno. Esta cantidad, por un lado, es muy similar a la detectada en los meteoritos “condritas carbonáceas” y, por otro, sería dos veces más pequeña que la que se ha detectado en varios cometas, lo cual favorecía a los asteroides en la candidatura a ser los portadores del agua terrestres, en detrimento de los cometas. Pero el caso no está cerrado aún. Los cometas en los que se ha detectado el deuterio son escasos, sólo siete. La última medida, realizada en el cometa “Hartley 2”, recupera el posible papel de los cometas en el agua terrestre, pues posee una cantidad de deuterio similar a la de los océanos terrestres.

Pero aún hay más y es que quizás hayamos estado buscando en la dirección incorrecta. Hay estudios que sugieren que la cantidad de deuterio presente en nuestros océanos ha aumentado con el tiempo respecto a la cantidad de hidrógeno. Esto nos dice que el valor que estamos utilizando para comparar no es correcto, en cuyo caso debemos volver al punto de partida.

Actualmente se conocen algo más de 4.000 cometas. La mayoría de ellos nos han visitado una sola vez y no volverán. Estos reciben el nombre de “cometas no-periódicos”.

El resto presentan “órbitas elípticas” y serían, por tanto, “periódicos”, más tarde o más temprano vuelven a visitar la parte interna del “sistema solar”. De ellos, un gran número posee órbitas enormes, que alcanzan los confines del sistema solar y tienen un periodo alrededor del Sol que puede llegar a ser de varios miles de años. Estos cometas reciben el nombre genérico de “cometas de largo periodo”, como es el caso del espectacular “Hale-Bopp”, cuyo núcleo mide más de 30 km de longitud, que pudimos observarlo espectacularmente, en su perihelio, durante 1997.

Doble cola del espectacular cometa Hale-Bopp, en 1997

Dentro de los “cometas periódicos” se distingue un grupo cuyo periodo alrededor del Sol es inferior a 200 años, que reciben el nombre de “cometas de corto periodo”. De estos, aproximadamente 250 han sido observados en más de un paso orbital. Dentro de este grupo podemos distinguir dos subgrupos más: los “cometas tipo Halley”, cuyo periodo estaría entre 15 y 200 años y, el otro subgrupo, los “cometas de la familia de Júpiter”, cuya órbita está controlada por este planeta y su periodo orbital alrededor del Sol es inferior a los 15 años. A esta familia pertenecen los famosos Encke y “Tempel 1”, que nos visitan continuamente y pueden ser estudiados sistemáticamente.

Como ya hemos dicho los “cometas de largo periodo” proceden de los confines del “sistema solar”. Pero, ¿y los demás cometas?

Edgeworth en 1949 y Kuiper en 1951 plantearon la posibilidad de que existiese una región de cometas en la región más allá de Neptuno, donde la densidad de material original era baja y, por tanto, el proceso de formación de cuerpos sería muy lento. Esto produciría que, en esa región, los núcleos formados fuesen relativamente pequeños pero muy numerosos. Así, según Edgeworth esa región externa sería un gran almacén de cometas potenciales. Kuiper también argumentó a favor de esa hipótesis sugiriendo que ese cinturón, conocido hoy como “cinturón de Edgeworth-Kuiper” o simplemente “cinturón de Kuiper”, sería la fuente de los “cometas de corto periodo”

Fue el astrónomo uruguayo Julio Fernández quien, en los años ochenta del pasado siglo, propuso el mecanismo que se acepta hoy en día. Propuso que si en la región más allá de Neptuno, entre 35 y 50 UA del Sol, hubiese habido una masa total en torno a 10 veces la masa de la Tierra y allí se hubieran formado cuerpos con una masa máxima similar a la del “asteroide” Ceres (ahora clasificado como “planeta enano”), la interacción de esos cuerpos formados acercaría a algunos hacia Neptuno, el cual los podría a su vez lanzar gravitatoriamente hacia el “sistema solar” interior. Fernández estimó el número de cometas que nos llegarían de un “cinturón” que existiese actualmente y era compatible con los “cometas de la familia de Júpiter” observados.

Con esta hipótesis de trabajo sólo había que comprobar que, efectivamente, en la región más allá de Neptuno había cuerpos del tamaño sugerido por el astrónomo uruguayo. Aunque la búsqueda comenzó durante los años ochenta, no fue hasta 1992 cuando los astrónomos de la Universidad de Hawai, David Jewitt y Jane Luu, detectaron el primer objeto del “cinturón” predicho: “1992 QB(1)”, objeto que no tiene oficialmente nombre porque sus descubridores propusieron uno que ya estaba siendo utilizado.

Cinturón de Kuiper

Desde entonces se han detectado más de 1.000 objetos en la región transneptuniana, por lo que reciben el nombre genérico de “transneptunianos” (TNO, por su nombre en inglés).

Según las características orbitales se distinguen varios grupos, de forma que se reserva el de “Objetos del Cinturón de Kuiper” (KBO, por su nombre en inglés) para ¡aquellos que tienen órbitas casi circulares y orbitan a una distancia media del Sol comprendida entre 40 y 47 UA!

En este “cinturón” se distinguen a su vez dos subgrupos: Los objetos clásicos que no interaccionan con Neptuno y los “resonantes”, llamados así porque se hallan en órbitas resonantes con Neptuno. Plutón, por ejemplo, pertenece a estos últimos.

Las órbitas de los objetos del “cinturón de Kuiper” son muy estables y esto hace difícil justificar que los “cometas de corto periodo” procedan en realidad de ellos. Pero existen otras familias de objetos en la región transneptuniana cuyas órbitas son más inestables, es decir, pueden evolucionar y modificarse. Tales serían los conocidos como “objetos de disco disperso” (SDO, por su nombre en inglés). Estos son objetos con órbitas muy elípticas, cuyo punto más cercano al Sol se halla entre 30 y 40 UA. Sus órbitas son inestables por su interacción con Neptuno.

La misión New Horizons (Nuevos Horizontes) es una misión espacial no tripulada de la agencia espacial estadounidense (NASA) destinada a explorar Plutón, sussatélites y probablemente el Cinturón de Kuiper. La sonda fue lanzada desde Cabo Cañaveral el 19 de enero de 2006 . New Horizons viajó primero hacia Júpiter adonde llegó en febrero-marzo de 2007. A su paso por Júpiter aprovechó la asistencia gravitatoria del planeta para incrementar su velocidad. Llegará a Plutón en julio de 2015. Tras dejar atrás Plutón, la sonda probablemente sobrevuele uno o dos objetos del Cinturón de Kuiper.

Tras el éxito de las misiones al Halley, la NASA que hasta ese momento no había mostrado excesivo interés, tomó la iniciativa y trece años después envió la sonda Deep Space 1 (DP1), en octubre de 1998, hacia el cometa Borrelly, a donde llegó en 2001 y proporcionó las imágenes de más alta resolución de un núcleo cometario obtenidas hasta ese momento. Se trataba de un objeto, como el del Halley, muy alargado y parecía indicar que en realidad estaba formado por la acumulación de varios cuerpos. Este descubrimiento favoreció el modelo de “pila de escombros”, basado, como hemos mencionado, en el supuesto de que el “cinturón de Kuiper”, donde se formó Borrelly, era en sus orígenes una región inestable y con colisiones frecuente. Las imágenes mostraban la presencia de chorros de partículas de polvo.

Núcleo del cometa Borrelly, por la sonda Deep Space 1.

En 1999 la NASA lanzó la misión Stardust con el objetivo de capturar partículas de polvo del entorno del cometa “Wild 2”. Esta misión proporcionó gran cantidad de material cometario y confirmó, sin ambigüedades, que “Wild 2” incorporó durante su crecimiento una gran cantidad de silicatos cristalinos. Pero estos compuestos requiere muy altas temperaturas para su formación, lo cual ha exigido que los modelos que describen la formación de “discos protoplanetarios” contemplen la circulación de material a gran escala, desde las regiones más calientes del sistema hacia las más frías, donde se formaron los cometas.

Imagen del núcleo del cometa Wild 2, obtenida por la misión Stardust.

La siguiente misión de la NASA fue la famosa Deep Impact, que tenía por objetivo estudiar la superficie del cometa “Tempel 1” y para ello se lanzó sobre el cometa un proyectil (un impactador) de 370 kg. La misión fue un éxito tecnológico y el impacto se produjo el 4 de julio de 2005. Es digno de mencionar la consecución del primer mapa de temperaturas completo de un núcleo cometario. Hasta el momento no ha sido posible explicar los datos térmicos obtenidos por esta misión, pues hay zonas que muestran temperaturas hasta 40º C más calientes de lo que predicen los modelos teóricos.

Impacto del proyectil lanzado por la misión Deep Impact sobtre el núcleo del cometa Tempel 1.

En 2007 esta misión fue “rebautizada” con el nombre Epoxi, cuyos objetivos serían la “observación de exoplanetas” y la visita al cometa “Hartley 2”, cosa que se produjo en noviembre de 2010. Sorprendentemente, de nuevo el núcleo del cometa aparece como un cuerpo muy alargado y como formado por varios trozos. Además en esta misión se ha podido determinar que la cantidad de dióxido de carbono en “Hartley 2” es unas 60 veces mayor que la cantidad de monóxido de carbono. Algo no encaja y sin Epoxi no podríamos saberlo.

Tres vistas del cometa Hartley

Cuando se escribe esta entrada, a primeros de noviembre de 2013, existen expectativas sobre la observación de un gran cometa para los primeros días de diciembre de este mismo año, el cometa ISON, denominado así por la red de telescopios que se utilizó para descubrirlo.

Uno de los grandes cambios que se están experimentando en la observación de los cometas, es que debido a los adelantos tecnológicos cada vez se detectan a distancias mayores de su perihelio (el punto de mayor proximidad al Sol), a menudo más lejos de la órbita de Júpiter y a un año de alcanzar su perihelio.

ISON es un cometa que nos visita por primera vez y según las características de su órbita procede de la “Nube de Oort”. Cuando este cometa fue descubierto se hallaba a una distancia del Sol de aproximadamente 500 veces su distancia al perihelio. Entonces las expectativas que se hicieron fueron muy exageradas, pues algunos especialistas estimaron que su brillo durante el perihelio sería ¡50 veces más brillantes que la Luna llena!, por eso se comenzó a llamar “el cometa del siglo”. Hoy, sin embargo, las previsiones han caído estrepitosamente y resulta imposible todavía predecir lo que será posible observar.

La gama de posibilidades sigue siendo amplia, desde la dilución total del cometa antes del perihelio sin llegar a ser siquiera visible a simple vista, hasta alcanzar un espectáculo considerable con una “cola” de unas decenas de grados saliendo del crepúsculo matutino.

No obstante, existe una oportunidad observacional importante durante el amanecer del 1 de diciembre, dos días y medio del perihelio. En ese día Mercurio y el cuarto menguante de la Luna, describen una línea que si se prolonga levemente llegará hasta el cometa, muy bajo en el horizonte.