Información general sobre los cometas


cometa11. Los cometas a lo largo de la historia.
En el pasado, los astrólogos interpretaban el paso de estos brillantes viajeros del espacio como presagio de hambrunas, inundaciones y muerte de reyes.

Hace casi 100 años, en 1910, cuando reapareció el cometa Halley, astutos comerciantes se llenaron los bolsillos de dinero vendiendo máscaras de gas a desprevenidos compradores que temían que la Tierra fuera sofocada al quedar envuelta por la cola del cometa.En el siglo IV antes de Cristo, el filósofo griego Aristóteles concluyó que los cometas eran una suerte de emisión que emanaba de la Tierra y llegaba al cielo. La bóveda celeste, sostenía Aristóteles, era perfecta y ordenada, por lo que un fenómeno tan inesperado y errático como un cometa no podía ser parte de ésta.

En 1577 el astrónomo danés Tycho Brahe estudió detenidamente las posiciones de un cometa y de la Luna con respecto a las estrellas. Brahe comparó las mediciones hechas al anochecer y al amanecer.

Debido al fenómeno conocido como paralaje, un objeto cercano parece cambiar su posición respecto de las estrellas de manera más notoria que un objeto lejano.De hecho, en sus observaciones, Brahe descubrió que entre el atardecer y el amanecer la Luna parecía moverse más que el cometa en relación con las estrellas. Esto le llevó a concluir que el cometa estaba al menos seis veces más lejos.Cien años más tarde, el físico inglés Isaac Newton estableció que un cometa que apareció en 1680 seguía una órbita casi parabólica.

Empleando el método de Newton, el astrónomo inglés Edmond Halley (1656-1742) estudió las órbitas de dos docenas de vistas de cometas. Las órbitas de tres de ellos, registrados en 1531, 1607 y 1682, eran tan similares, que el astrónomo concluyó que en realidad se trataba de un solo cometa girando alrededor del Sol en una órbita elíptica de aproximadamente 75 años. Halley predijo de manera exitosa que la próxima visita sería en 1758 ó 1759. Desde entonces, este cometa lleva su nombre.

2. Órbita y composición de los cometas.
A partir del hallazgo de Halley, los astrónomos concluyeron que algunos cometas vuelven de manera relativamente frecuente en intervalos de 3 a 200 años. A éstos se les llama cometas de período corto.

Otros tienen órbitas enormes, que los hacen visibles sólo una vez cada cientos de miles de años. Estos son los cometas de período largo.
A mediados de 1800, los científicos comenzaron a preguntarse sobre la composición de los cometas. Los astrónomos ya habían notado que las grandes lluvias de meteoritos solían ocurrir cuando la Tierra pasaba a través de la órbita de algún cometa. Esto los había llevado a concluir que estos objetos eran aglomeraciones de polvo o arena.

Hacia principios del siglo XX los astrónomos estudiaban los cometas empleando técnicas de espectroscopia, que permitían separar el espectro de colores de la luz del objeto celeste. Con esto lograban revelar la estructura química del objeto observado. Así concluyeron que los cometas emiten gases e iones moleculares.

En 1950, el astrónomo estadounidense Fred L. Whipple (1906-2004) escribió un importante estudio donde proponía lo que luego se conoció como el modelo de la “bola de nieve sucia”, y que describe el núcleo de un cometa. Este modelo, que desde entonces ha sido ampliamente adoptado, describe el núcleo de un cometa como una mezcla de materia orgánica oscura, guijarros y hielo. (El término “orgánico” se refiere a compuestos sobre la base de carbono e hidrógeno, pero no necesariamente de origen biológico.) La mayoría de los núcleos de los cometas tienen un tamaño que oscila entre 1 y 10 kilómetros de diámetro.

3. Dónde nacen los cometas.
Si los cometas contienen hielo, deben originarse en algún lugar mucho más frío que el relativamente tibio sistema solar.
En 1950, el astrónomo holandés Jan Hendrick Oort (1900-1992) infirió de sus observaciones la existencia de una vasta nube de cometas que orbitaban a miles de millones de kilómetros del Sol. Tal vez a 50 mil unidades astronómicas (UA) del astro o a mitad de camino de la próxima estrella más cercana. Desde entonces esta región se conoce como la nube de Oort.

Un año más tarde, el astrónomo holandés nacionalizado estadounidense Gerard Kuiper (1905-1973) señaló que la nube de Oort estaba demasiado lejos como para ser la sala cuna de los cometas de período corto. Kuiper sugirió entonces que estos se originarían en una zona con forma de disco ubicada un poco más allá de la órbita de Neptuno, posiblemente a unas 30 a 100 UA del Sol. Esta zona es hoy conocida como cinturón de Kuiper.

Otros astrónomos, como Frederick Leonard y Kenneth Edgeworth, también especularon sobre la existencia de tal cinturón en los años 1930 y 1940, por lo que algunos se refieren también a esa zona como el cinturón de Edgeworth-Kuiper o el cinturón de Leonard-Kuiper.

Los encuentros cercanos con otros cometas inactivos pueden a veces cambiar sus órbitas, eyectándolos hacia el Sol y haciéndolos caer bajo la influencia gravitacional de los planetas gigantes o exteriores (primero Neptuno, después Urano, a continuación Saturno y finalmente Júpiter.)

Por su parte, la nube de Oort sería el hogar de los cometas de período largo. Estos son periódicamente eyectados de sus órbitas por influencia de uno o varios fenómenos: tal vez la fuerza gravitacional de una estrella que pasa, la interacción con una gigantesca nube molecular o las fuerzas de marea de la Vía Láctea.

Además del tiempo transcurrido entre cada visita, hay otra característica que distingue a los cometas de período largo y corto. Las órbitas de los cometas de período corto son todas bastante cercanas al plano eclíptico, es decir, aquel en el cual la Tierra y los demás planetas orbitan el Sol.

Por el contrario, los cometas de período largo se aproximan al Sol desde prácticamente cualquier parte del cielo. Esto sugiere que el cinturón de Kuiper es un cinturón relativamente plano, mientras que la nube de Oort sería una esfera tridimensional que rodea al sistema solar.

Links relacionados:
Historia de los cometas: www.eso.org/outreach/DeepImpact/Background/comet-history-1.html

 

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