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Los cometas (II): Sus órbitas, la Nube de Oort y el Cinturón de Kuiper
La Nube de Oort y el Cinturón de Kuiper
La masa de los cometas es muy reducida, aproximadamente una millonésima de la masa terrestre, y la vida activa de un cometa se reduce a unos miles de años o a lo sumo a unas decenas de miles de años. Dado que a cada rotación alrededor del Sol los cometas pierden materia, su vida se resiente y reduce. Cálculos estimativos suponen que tras cien vueltas al Sol un núcleo típico se agota y acaba desintegrado o queda cubierto por una espesa capa de material rocoso aislante que bloquea toda ulterior expulsión de gases, asumiendo el núcleo el aspecto de un pequeño asteroide.
La causa de que los cometas continúen existiendo y aparezcan nuevos que son descubiertos, lo explica en 1950 el astrónomo holandés Jan Oort, aduciendo que allende los planetas conocidos existe lo que el describe como una reserva de cometas que se extiende hasta una distancia del Sol equiparable a miles de veces el radio de la órbita terrestre, capaz de suministrar continuamente nuevos astros con cabellera. Esta zona de generación y almacenamiento de cometas recibe el nombre de Nube de Oort.
Esta nube, inmensa, contendría billones de núcleos cometarios, en lento movimiento sometidos a la influencia gravitatoria del Sol.
Jan Oort analizó la distribución de las energías orbitales de los cometas; en otras palabras, la intensidad del vínculo gravitatorio entre los cometas y el Sol. En el caso de los cometas que atraviesan las órbitas de los planetas externos, las interacciones con ellos deberían determinar la expulsión hacia el espacio interestelar de muchos cometas, carentes de distribución de energías. Sin embargo Jan Oort observó que los cometas reales no se comportaban así. De hecho, la distribución de las energías presenta un máximo muy evidente para valores cercanos a cero pero ligeramente positivos, correspondientes a semiejes mayores de las órbitas heliocéntricas entre 20.000 y 50.000 veces superiores al terrestre.
La Nube de Oort y el Cinturón de Kuiper
A distancias del Sol de orden de un año luz, la influencia gravitatoria de la estrella, aunque debilitada, continúa siendo dominante en comparación con la de las estrellas vecinas. Jan Oort llegó a la conclusión de que esta enorme región podría ser la descrita como reserva de cometas, postulada teóricamente. Para producir el aporte observado de cometas nuevos, dicho especulativamente, esta zona debería contener una cantidad de núcleos cometarios congelados oscilando entre el billón y los diez billones; y aun así, el espacio disponible es tan vasto que la densidad de la Nube de Oort permanece baja.
Jan Oort propuso, además, un mecanismo capaz de enviar continuamente al sistema solar interno una pequeña fracción de los cometas orbitando en el seno de la nube.
Los tránsitos casuales de otras estrellas de la Vía Láctea junto a los límites externos de la nube, producidos entre 5 y 10 veces por cada millón de años, o la propia atracción gravitatoria del centro de la Vía Láctea, pueden alterar las órbitas de los cometas, posibilitando que alguno de estos objetos alcance una velocidad orbital dispuesta casi exactamente en la dirección del Sol, donde su calor propicia la formación de la cabellera y la cola y, por ende, su caída hacia la Tierra.
A finales de la década de los 50 del siglo XX, los astrofísicos rusos Otto Schmidt y Victor S. Safronov, propusieron una idea para explicar el origen de la Nube de Oort, en el marco de la teoría nebular de formación del Sistema Solar. Expusieron que los planetas Urano y Neptuno, en la fase final de su proceso de formación a partir de una miríada de planetésimos helados, expulsaron hacia los confines externos del Sistema Solar una fracción significativa de los planetésimos presentes en su región, que de tanto en tanto regresan a las regiones internas del Sistema Solar como "nuevos" cometas.
El cometa Lulin, observado en febrero de 2009
En 1951 Gerard Peter Kuiper comprobó que cuanto más breve es el periodo de un cometa más elevada es la probabilidad de que su movimiento se desarrolle en sentido directo y no en sentido retrógrado. La gran mayoría de cometas de periodo corto presentan movimiento directo y poseen pequeñas inclinaciones con respecto a las órbitas planetarias.
Kuiper propuso que esta disposición no depende tanto de la interacción dinámica con los planetas como del hecho de que estos cometas proceden de una fuente diferente a la Nube de Oort, donde las órbitas muestran una distribución aproximadamente isótropa: en todas las direcciones. Según Kuiper cabe pensar que en el exterior de Neptuno existe un cinturón de cometas análogo al cinturón de asteroides, formado por los planetésimos de la región más externa de la nebulosa planetaria que nunca llegaron a integrarse en un planeta.
El Cinturón de Kuiper o Nube de Kuiper sumaría una población diez veces mayor que la de Oort, y semejaría a los discos de material orbitario descubiertos en los últimos años alrededor de estrellas como Vega o Pictoris.
La Nube de Kuiper también ejercería de repobladora de la Nube de Oort cuando a causa de un tránsito estelar o debido al encuentro con una gran nube molecular interestelar, su población queda drásticamente mermada.
Estos acontecimientos estelares que propician la expulsión hacia el espacio de numerosos cometas, resultan eficaces para redistribuir de manera casual sus órbitas.
El cometa West, fotografiado en 1976
Las órbitas de los cometas
El estudio de las órbitas de los cometas ha demostrado que la mayoría de ellos pertenece de manera estable al Sistema Solar, por lo que describen órbitas cerradas alrededor del Sol; elipses muy excéntricas, generalmente.
El periodo de traslación de los cometas se divide en corto y largo. Se calcula que aproximadamente un centenar de cometas son de periodo corto, dado que emplean menos de 200 años en completar su propia órbita y, por lo tanto, han podido ser observados mayor número de veces en su paso por el perihelio.
Algunos centenares de cometas son considerados de periodo largo, con órbitas reconstruidas sobre la base de un único paso.
Dinámicamente, los cometas de periodo corto se concentran sobre el plano de la eclíptica, o sea, sobre el plano que contiene las órbitas de los planetas mayores, teniendo a menudo los afelios próximos a Júpiter. Por el contrario, los de periodo largo manifiestan inclinaciones aleatorias sobre la eclíptica, así como órbitas mucho más amplias.
Se supone que los cometas de periodo corto derivan de cometas de periodo largo, que han sufrido las perturbaciones gravitatorias producidas por sucesivos encuentros con los planetas gigantes; especialmente con Júpiter.
En la clasificación de los periodos se incluye otras dos modalidades: los cometas de periodo intermedio y los cometas exóticos.
Distribución de los cometas en función del periodo orbital
Los cometas de periodo corto necesitan menos de 20 años para describir una revolución completa alrededor del Sol. Sus inclinaciones orbitales respecto a la eclíptica son modestas en la mayor parte de los casos, entre 10 y 20 grados. También la mayoría de los cometas se mueven en sentido directo y tienen el afelio en las proximidades de la órbita de Júpiter.
Las dimensiones medias de los núcleos de los cometas de periodo corto giran en torno a los 2 km.; así que a causa de los frecuentes pasos por el perihelio y de la consiguiente evaporación de las sustancias volátiles que los componen, todos estos cuerpos se caracterizan por una vida breve dentro de los criterios cósmicos.
Los cometas de periodo largo. Las inclinaciones de los cometas con periodo orbital superior a los 200 años pueden asumir prácticamente cualquier valor, y sus afelios están distribuidos de forma más o menos aleatoria por la esfera celeste. Sin embargo, la distribución de los semiejes mayores permite suponer que todos proceden de un remoto halo esférico situado a una distancia del Sol entre 10.000 y 100.000 UA, la llamada Nube de Oort.
El efecto de mareas del disco galáctico, así como el ocasional tránsito de una estrella o de una gran nube molecular interestelar, puede perturbar las trayectorias de los cometas de la Nube de Oort, alejándolos para siempre del Sistema Solar o situándolos sobre una ruta de aproximación al Sol. Los que se comportan de esta última manera pueden, a su vez, ser expulsados del Sistema Solar tras su aproximación al Sol, ser capturados como cometas de periodo corto o chocar contra un planeta o un satélite.
Los cometas de periodo intermedio. Son varias docenas de cometas los que se conocen con un periodo orbital comprendido entre 20 y 200 años. Cuatro de ellos se desplazan en sentido retrógrado, siendo el Halley el paradigma describiendo una órbita con 162º de inclinación con respecto a la eclíptica en 76 años.
El origen de los cometas de periodo intermedio es el mismo que los de periodo corto; pero a causa de sus órbitas, que los llevan con menos frecuencia a las proximidades del Sol, conservan muchas de las características físicas de los cometas jóvenes. Y sus trayectorias se conocen con gran precisión.
Cometas exóticos. Algunos cometas casi rozan el Sol en el perihelio, situado a menos de diez millones de km. De distancia, y por lo tanto llegan a ser muy luminosos.
El Gran Cometa de 1843, por ejemplo, fue observado a pleno día mientras transitaba por el perihelio.
Estos cometas tienen una vida muy breve, porque además de consumirse más rápidamente corren el riesgo de ser destrozados por las fuerzas de la marea cuando pasan cerca del Sol. Esa fue la suerte que corrieron el Cometa 1883 II y el Ikeya-Seki, que pasó por el perihelio en 1965.
El cometa Ikeya-Seky, fotografiado en 1965
Los elementos orbitales de otros ocho cometas que rozan el Sol son tan parecidos entre sí que permiten suponer que constituyen los restos de un único gran cometa fragmentado hace mucho, creando una familia de objetos celestes.
Durante su misión observando el Sol, el satélite estadounidense Solar Max descubrió una decena de nuevos cometas que pasan muy cerca de él. El primero de ellos fue bautizado Howard-Koomen-Michels (1979 XI) y se desintegró a su paso por el perihelio.
Raúl Alonso y Susana L. Rivera
¬ 14/02/2010