 
¿Qué son los cometas, características y como se los observa?
Los cometas son objetos menores del Sistema Solar, formados probablemente al
mismo tiempo que éste, hace unos 4.500 millones de años. Habitualmente
definidos como «bolas de nieve poco compactas y sucias» (1), la mayoría
de ellos habitan en los confines del Sistema Solar, en una gigantesca envoltura
compuesta por el Cinturón de Kuiper y la Nube de Oort.
(1) Para esta definición conviene tener en cuenta que se considera
"nieve" a los gases congelados que constituyen la parte volátil de
los cometas. Estas "nieves" pueden ser no sólo de agua congelada sino
también de otros gases como dióxido de carbono, metano, amoníaco, cianuros,
etc.
Sometidos a la fuerza de la gravedad, como cualquier objeto del Universo, de
vez en cuando sucede que choques entre ellos o el «tirón gravitatorio» de una
estrella cercana o bien el ejercido por uno o más componentes de nuestro
sistema son capaces de arrancarlos de su nube precipitándolos hacia el Sol. Una
vez iniciado el viaje, nuevos encuentros gravitatorios definirán su órbita.
Una órbita parabólica o hiperbólica (ambas curvas abiertas) significa que el
cometa cae al interior del Sistema Solar, lo rodeará y se alejará de él para
no volver nunca más. Una órbita elíptica (curva cerrada) nos indica que el
cometa volverá y, cuanto menos alargada sea la elipse, menos tiempo tardará en
recorrerlo (esto depende, aunque en menor grado, de su distancia perihélica).
Ubicación
Como se indicó antes, la mayoría de los cometas habitan en remotas
regiones del Sistema Solar, en las zonas definidas como Cinturón de Kuiper y
Nube de Oort. Estas 2 zonas son a menudo consideradas como los repositorios de
cometas de todo nuestro sistema planetario. Como referencia, aquí se indican
algunas distancias referentes a estas zonas:
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Distancia del Sol al Cinturón de Kuiper: entre 30 UA y 100 UA (la capa
exterior del Cinturón de Kuiper limita con la capa interior de la Nube de
Oort).
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Distancia del Sol a la Nube de Oort: entre 12.000 y 50.000 UA (la capa
exterior de la nube de Oort, al contrario que la del Cinturón de Kuiper, es
bastante irregular, debido a que el dominio gravitatorio del Sol es menor en
las direcciones de estrellas cercanas).
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El Cinturón de Kuiper y la Nube de Oort no están una
inmediatamente después de la otra, sino que hay como un vacío entre ellas.
Este vacío explicaría la virtual ausencia de cometas con períodos de más
de 200 años y menos de 1000 años.
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Distancia media del Sol a Plutón: 39,5 UA
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1 UA = 150 millones de km (distancia media de la Tierra al Sol) = 8
minutos y 19 segundos luz.
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1 año luz = 63240 UA
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Distancia de la Tierra a la estrella más cercana: aproximadamente
275.000 UA o 4,2 años luz.
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Un poco de Historia
Desde la Antigüedad, los cometas han despertado inquietud en el ser humano,
y no es para menos pues, aparte de la belleza de su visión, hoy sabemos que
tanto el origen de la vida como la desaparición de algunas especies, entre las
que se encuentran los dinosaurios, pudo haberse originado tras impactos de
cometas sobre la Tierra. Estas colisiones son improbables, pero no imposibles.
De hecho, en 1994 fuimos testigos directos del choque del cometa Shoemaker-Levy
9 con Júpiter.
Las referencias más antiguas que existen sobre cometas son anteriores al
segundo milenio a.C., (véase Pingré, Alexandre Cometographic. Impr. Royale,
1783). Aunque para algunos investigadores, la primera observación fiable de un
cometa data del 1059/1058 a.C. y es posible que fuera el cometa Halley.
Mucho tiempo después, Séneca (4 a.C.-65 d.C) comprendió que eran cuerpos
celestes y no exhalaciones de la atmósfera, como creían Aristóteles y
Ptolomeo. Pero no fue hasta 1577 que Tycho Brahe demostró que los cometas
procedían del espacio, mucho más allá de la órbita de la Luna. En 1682,
Edmund Halley demostraría la periodicidad de los mismos al probar que el cometa
que se observó ese año era el mismo que se había visto en los años 1456,
1531 y 1607 (cada 76 años, aproximadamente). Su predicción de que el «Halley»
volvería al cabo de otros 76 años se cumplió, aunque él ya estaba muerto
para verlo. La última vez que el Halley nos visitó fue en 1986.
Visibilidad de los cometas
Son muchos los cometas que visitan el Sol, pero pocos los que conseguimos
observar con telescopios desde la Tierra y muy pocos los que podemos apreciar a
simple vista. La visibilidad de un cometa no depende sólo de su tamaño y
composición, sino también de su distancia a la Tierra y al Sol.
Cuadro de algunos de los grandes cometas del siglo por su magnitud aparente
(2)
(2) La magnitud aparente de los cuerpos celestes, indica el brillo con el
que son observados desde la Tierra. Los valores menores, incluso negativos,
indican objetos más brillantes. En la actualidad, las magnitudes están
definidas por la Ley de Pogson, que indica que las mismas son regidas por una
progresión geométrica de razón 2,512 (el número exacto es la raíz quinta de
100, de forma que una diferencia de 5 magnitudes equivale a una diferencia de
brillo de 100 veces).
Cometas del siglo
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Magnitud Aparente
|
Año de paso
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Hale-Bopp
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-1,0
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1997
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Hyakutake
|
0
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1996
|
Halley
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2
|
1986
|
West
|
-3,5
|
1976
|
Bennett
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1
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1970
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Ikeya-Seki
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-10
|
1965
|
Arend-Roland
|
1
|
1957
|
Mrkos
|
1
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1957
|
Cometa del eclipse
|
2
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1948
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Skjellerup-Maristany
|
-6
|
1927
|
Gran cometa de día
|
-4
|
1910
|
Halley
|
-0,2
|
1910
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Las magnitudes aparentes indicadas en la tabla, corresponden al momento de
mayor brillo del cometa observado desde la Tierra. Como comparación, la
magnitud aparente del Sol es -26,7, la de Venus -4,7 (en su máximo) y la de la
Estrella Polar 2. El Hyakutake, veinte veces más pequeño que el
Hale-Bopp, pasó casi 15 veces más cerca de nosotros, de ahí que su magnitud
aparente no difiriese mucho de la magnitud aparente del Hale-Bopp.
Objetivo científico de la observación de cometas
La principal importancia de los cometas es la información que pueden
proporcionarnos sobre el origen del Sistema Solar, ya que mantienen la misma
composición química que tenían en el momento de su formación. Como objetos
celestes propiamente dicho, interesa conocer los fenómenos que en ellos tienen
lugar y que indirectamente ayudan a comprender la dinámica del Sistema Solar
(fuerzas gravitacionales, fenómenos de resonancia, distribución de
temperaturas, viento solar, etc). El proceso que da origen a la cola y coma de
los cometas es bien conocido; la radiación eleva la temperatura del núcleo
hasta que los elementos más volátiles comienzan a sublimar, escapando del
campo gravitatorio del núcleo.
Condiciones generales de observación
Los cometas son cuerpos con un movimiento aparente muy rápido cuando
están cerca de la Tierra. Durante gran parte del tiempo que pueden ser
observados se mantienen en las cercanías del Sol, tanto en el cielo matutino
como el vespertino y a pocos grados de altura sobre el horizonte. De ahí que
sea recomendado buscar un lugar de observación con el horizonte despejado y
limpio, lejos de la ciudad. La cola y la coma desaparecen rápidamente si las
condiciones de oscuridad no son las ideales. Los cometas no requieren
instrumental sofisticado aunque todos son útiles. Si el cometa es débil, para
su observación será necesario disponer de un telescopio de apertura media
(entre 15 y 25 cm) y de corta relación focal (f/4 o f/5). Como norma general,
la utilización de prismáticos es muy recomendable por el amplio campo que
abarcan. Durante la observación se empleara una tenue luz roja que no deslumbre
y que permita tomar los datos necesarios. Todas las horas se expresaran en TU (
tiempo universal = hora local argentina + 3 horas) y siempre se indicara la
magnitud de la estrella más débil (MALE) visible a simple vista en la zona
donde se ubica el cometa.
Metodología de observación
Uno de los objetivos principales de la observación de cometas es el
registro fiel de sus características. Un aporte importante se puede realizar a
partir de un dibujo, éste debe comenzar por las estrellas que se distinguen en
el campo de visión. Tras haberlas la situado correctamente y manteniendo las
distancias, se indica el Norte y el Este, así como el diámetro del campo en
minutos de arco. A continuación se localiza el cometa con relación con
respecto a las estrellas. Primero se dibuja la coma lo mas exactamente posible,
si hay condensación central se toma como punto de referencia para localizar la
posición del cometa. Finalmente se dibuja la cola en la posición correcta. Una
vez hecho esto se pasa a dibujar los detalles finos que se observan. Cuando esta
hecho el dibujo, se empieza a tomar los datos numéricos del cometa: Magnitud
global de la coma, grado de condensación, diámetro de la coma, etc. Se anota
la hora en T. U.
Grado de Condensación de la coma: Da una idea de la densidad de la
envoltura que rodea al núcleo La escala utilizada aquí para el grado de
condensación es la misma que recomendó el International Halley Watch (IHW) y
toma valores entre 0 y 9.
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0 = Coma difusa con brillo uniforme, sin condensación hacia el centro.
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3 = coma difusa con brillo aumentando gradualmente hacia el centro.
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6 = la concentración de brillo hacia la parte central de la coma es ya
muy evidente.
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9 = La coma se muestra como un punto definido de intensidad en el
centro. De aspecto estelar o cuasi estelar.
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Magnitud Visual de los Cometas: Es el dato más importante que puede
obtenerse de un cometa. No se debe utilizar ningún tipo de filtro y siempre
debe especificarse la magnitud limite del cielo (MALE). Veremos que hay varios métodos
para estimar la magnitud global del cometa.
Caracterización de la Cola: Si se observa cola, los datos a
registrar son su longitud y la dirección que tiene en el cielo, indicado por un
parámetro llamado "ángulo de posición", o más simplemente
"AP". Si la cola es un abanico muy ancho, en vez de un único AP deberá
indicarse el rango de AP cubierto por la misma.
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