Los cometas son cuerpos celestes nebulosos que giran alrededor del Sol. Su aspecto físico es de una cabeza nebulosa, de contorno generalmente redondeado y cuya luminosidad se va degradando hacia los bordes; en dirección opuesta al Sol, suele desprenderse, desde la cabeza, una especie de estela también luminosa llamada "cola", cuya longitud puede sobrepasar los 150 millones de kilómetros, es decir, puede exceder la distancia Tierra-Sol.


Estructura

Cada cometa es una individualidad, y aun un mismo corneta puede presentar aspectos totalmente diferentes en los diversos instantes de su aproximación al Sol; es así como a distancias superiores a 10 Unidades Astronómicas (1 U.A. = 150.000.000 km. = Distancia media Tierra-Sol), se presume que los cometas se presentan como una masa casi esférica de gases congelados que retienen partículas de polvo (teoría de Whipple). En este caso el cometa está constituido sólo por el núcleo, cuyo diámetro puede variar entre 1 y 100 km.; además, se cree que en el centro de por lo menos algunas de esas masas de gases congelados habría un núcleo o interior rocoso.

En el intervalo de distancias al Sol comprendido entre 5 y 3 Unidades Astronómicas, bajo el efecto de la radiación solar y dependiendo de su grado de consistencia o cohesión, los hielos de las capas superiores comienzan a sublimarse paulatinamente, o bien, abruptamente como consecuencia de una pequeña explosión.

Estos gases que empiezan a rodear al núcleo forman lo que, en la estructura de un cometa, se ha denominado "coma", y que en conjunto con el núcleo constituyen la "cabeza" del cometa.

La "coma" es esencialmente esférica, permanente y brillante, y varía con la distancia heliocéntrica, presentando su máximo entre 1.5 y 2 Unidades Astronómicas. Su tamaño general promedio es de unos 100.000 km. A partir de este instante el cometa experimenta un incremento de su luz, que en un comienzo sólo se reducía a la luz solar reflejada por su superficie de hielos, a la cual se suma un fenómeno de fluorescencia originado en los gases de la "coma". Desde este instante las posibilidades de que el cometa sea detectado aumentan notablemente. Al continuar la aproximación del cometa al Sol, aumenta la cantidad de gases que se subliman, comienzan a quedar libres las partículas que se encontraban atrapadas entre los hielos, y parte de los gases junto con las partículas, bajo los efectos de la radiación solar, son barridos en dirección opuesta al Sol pasando a constituir la llamada "cola", que puede llegar a ser la característica más impresionante de un cometa, y cuya longitud puede variar desde prácticamente 0, como ya se ha dicho, a un valor muy frecuente de unos 10.000.000 km.; y que excepcionalmente puede sobrepasar 1 Unidad Astronómica.

La cola de un cometa puede presentar diferentes aspectos:

a) las del Tipo I, de plasma o gases ionizados, que se caracterizan por ser filamentosas y totalmente rectas, extendiéndose por grandes distancias en dirección opuesta al Sol; son bastante luminosas y predominantemente azules;

b) las de Tipo II o "colas de polvo", formadas por partículas desprendidas de la cabeza del cometa que reflejan la luz solar, por la cual su espectro es el de la luz solar. También se pueden extender por grandes distancias, pero describiendo una curva a lo largo de la trayectoria que ha seguido el cometa y provista de cierta deriva que la aleja del Sol.

Los cometas más brillantes, especialmente los que llegan a ser visibles a simple vista, presentan una combinación de ambos tipos de colas.

En contadas oportunidades los cometas presentan una cola en forma de estilete que sale en dirección al Sol y que se llama "anticola". La explicación a este fenómeno parece ser un efecto de perspectiva, ya que sólo se pueden ver cuando la Tierra atraviesa el plano orbital del cometa o se encuentra muy cercana a él.


Origen de los cometas

La teoría más aceptada en cuanto al origen de los cometas, es la de Oort, que concibe la existencia de un nido de protocometas en los confines del Sistema Solar. La idea es que éstos protocometas se encontrarían en una superficie esférica, donde el campo gravitacional del Sol es prácticamente nulo. Serían masas gaseosas de ínfima densidad, algunas las cuales, al ser perturbadas por el paso de alguna estrella, romperían el equilibrio en que se encontraban y serían atraídas hacia el Sol (teoría de Oort).

Generalmente, las órbitas cometarias resultantes son muy alargadas, haciendo que los cometas recorran inmensas distancias desde los confines del Sistema Solar hasta 1 ó 2 Unidades Astronómicas del Sol, para luego retornar a su lugar de origen; pero también suele suceder que algunos de éstos cometas, que por primera vez estarían aproximándose al Sol, sean capturados por algunos de los planetas mayores pasando a describir órbitas no tan extensas, lo que hace posible que, retornen a las vecindades del Sol dentro de períodos no mayores de 200 años, pasando a ser catalogados como cometas de corto período.

Algunas estadísticas muestran que de todos los cometas que fueron observados durante un lapso cercano al cuarto de siglo, aproximadamente el 50 por ciento correspondió a cometas ya conocidos, de corto período y que se encontraban en una nueva aproximación al Sol (perihelio). De los restantes, todos ellos nuevos, el 20 por ciento correspondió a cometas de corto período.

Otra teoría acerca del origen y constitución de los cometas es la de Lyttleton, que si bien tiene pocos seguidores entre los especialistas, se adecua bastante bien para explicar un fenómeno no muy frecuente pero que suele presentarse en algunos cometas que se aproximan mucho al Sol. Sostiene que los cometas se pueden haber originado como consecuencia del paso del Sol a través de una nube de polvo interestelar, lo que habría generado una especie de estela de partículas; bajo esta perspectiva, los cometas estarían constituidos por una especie de enjambre de microcometas, constituidos cada uno de ellos por una partícula rodeada de hielos.


Sólo una lluvia...

Siempre que aceptemos la posibilidad de que un cometa presente lo que podríamos llamar subenjambres, es decir, varios focos de acumulación de partículas, este tipo de constitución sería compatible con un fenómeno observado en algunos cometas al pasar por su perihelio y que consiste en la fragmentación de su núcleo como le sucedió, entre otros, a los Cometas Ikeya-Seki (1965) y West (1976), cuyos núcleos fueron observados divididos en dos y tres fragmentos. Un fenómeno más o menos parecido sucedió con el cometa periódico Biela descubierto en 1826; no se pudo observar en 1838, ya que pasó por el cielo diurno, lo que imposibilitó su observación; pero, al ser recuperado en 1845, se presentó como dos cometas gemelos, los que luego, en 1852, se volvieron a observar, pero esta vez más distanciados el uno del otro; ésa fue su última aparición observada antes de lo que parece haber sido su desintegración total, ya que en 1872, al pasar la Tierra por donde había pasado el cometa, se pudo observar una lluvia de meteoros que pudieron haber sido fragmentos de dicho cometa.

Dos meses después del descubrimiento del Cometa Taylor (1916), mostró su núcleo dividido en dos; luego, en los años 1925 y 1972 pasó a 34.500.000 km. (0.23 Unidades Astronómicas) y 202.500.000 km. (1.35 Unidades Astronómicas) de Júpiter y en 1977 sólo se pudo observar uno de los fragmentos, pasando a llamarse Cometa Taylor (B) (1977), al ser recuperado el 25 de enero de 1977 por C.T. Kowal.


Observación en Chile

Un caso algo diferente a los anteriores aconteció con el Cometa Bennet (1974), cuyas últimas observaciones se lograron en la Estación Astronómica de Cerro El Roble, dependiente del Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile. Otros observatorios habían anunciado que el cometa se había debilitado hasta desaparecer, en vista de lo cual se le observó con un método fotográfico especialmente indicado para cometas y pequeños planetas muy rápidos o muy débiles; este método consiste en ir desplazando el telescopio en base al conocimiento del movimiento diario del objeto en observación, de manera que en la placa fotográfica aparezca una imagen lo más puntual posible. Esto equivale a que en lugar de que el objeto describa un trazo relativamente largo, éste imprima su imagen en forma repetida en un mismo lugar de la placa fotográfica, permitiendo así obtener una imagen realmente visible, inconfundible y útil para su estudio posterior gracias a la integración de su luz sobre la placa. Las placas del Cometa Bennet, observadas con esta técnica, muestran imágenes del cometa realmente extensas y de muy baja luminosidad superficial, sin ningún detalle conspicuo que se pudiera utilizar como referencia para determinar su posición precisa. No quedó lugar a dudas de que el objeto observado era el Cometa Bennet, pues fue visto durante 3 noches consecutivas y acusó el movimiento diario correspondiente a este objeto. Hubo interés en estas observaciones por parte de diferentes autoridades en la materia, ya que la apreciación de un cometa que comienza a desaparecer en forma inesperada y no del todo clara, puede ser de utilidad para el mejor conocimiento de estos cuerpos del Sistema Solar.


Destino

Cada vez que un cometa se aproxima al Sol sufre un deterioro que, dependiendo de cuán próxima sea esa pasada, como asimismo de su cohesión, puede llegar a costarle la existencia. Hay diferentes casos, como:

a) Aquel más corriente en que el cometa sale bien librado de su aproximación al Sol, aunque con una pérdida de masa variable entre 0.1 y 0.5 por ciento, equivalente a perder una capa de un metro de espesor de la superficie de su núcleo.

b) El cometa sale con su núcleo fragmentado en dos o más partes.

c) El cometa se desdobla en dos cometas diferentes.

d) El cometa termina en esporádicas lluvias de meteoritos.

e) El cometa se aleja como una dispersión de partículas errantes y,

f) Lo que podría ser el caso más interesante es que existen varios pequeños planetas que se mueven en torno al Sol siguiendo órbitas alargadas, de tipo cometario; es así como, después de aproximarse a menos de 1 U.A. del Sol, se alejan mucho de él. Este es el caso, entre otros, de 1566 Icarus (que va de 0.19 a 1.97 U.A.), de 2101 Adonis (que va de 0.44 a 3.31 U.A.) y de 1862 Apollo (que va de 0.65 a 2.29 U.A.). Hay quienes opinan que los pequeños planetas con órbitas de tipo cometario, o al menos algunos de ellos, podrían ser restos de cometas de corto período que después de sucesivos pasos por el perihelio habrían perdido casi la totalidad de los gases congelados y las partículas que constituían su núcleo, restándoles sólo el núcleo interior rocoso. Se ha intentado detectar vestigios de "Coma" en uno de ellos, 944 Hidalgo, sin lograrlo. También existen cometas de corto período provistos de órbitas de tipo planetario, es decir, de poca excentricidad (o sea, casi circulares), como el cometa Schwassmann-Wachmann I, con una órbita un poco mayor que la de Júpiter; dicho cometa es especialmente interesante por presentar frecuentes aumentos de brillo, en forma explosiva. Su magnitud normal se aproxima a 18; antes de sufrir un incremento de brillo en que puede llegar hasta magnitud 10.7, como en octubre de 1959, presenta una "coma" tenue y difusa con una débil condensación central. Durante el repentino aumento de brillantez presenta un aspecto perfectamente estelar por aproximadamente 2.5 días, que es el tiempo que demora en alcanzar el máximo de brillo, para luego presentar la expansión de una envoltura de material nebuloso con una velocidad que va de 100 a 500 metros por segundo, llegando a alcanzar un radio de 300.000 km. (Hughes). Este incremento en el brillo dura entre 20 y 30 días. Son numerosos los cometas a los cuales se les han detectado aumentos explosivos de brillo, pero no está claro si todos son susceptibles de sufrirlos o sólo algunos, o si todos, pero sólo en determinada etapa de su evolución que dura entre 10.000 y 100.000 años. Muchos cometas se han descubierto durante unos de estos aumentos explosivos de brillo; en el caso de cometas muy débiles, sólo un aumento promedio de brillo de unas cinco magnitudes permite su descubrimiento, pero el posterior debilitamiento del brillo hace que cometas débiles recientemente descubiertos sean nuevamente perdidos.


Génesis

Existe, desde hace algunos años, un renovado interés por el estudio de las propiedades físicas y composición química de los cometas, pequeños planetas y meteoritos, por constituir muestras no contaminadas de los materiales básicos que dieron origen al sistema solar.

Por ejemplo, a través del análisis espectral de la luz recibida de los cometas suficientemente brillantes, como asimismo del análisis de emisiones radiales, se han detectado bandas emitidas por moléculas de carbón, nitrógeno, oxígeno e hidrógeno, como son las bandas de CH (Metino, - CN (Nitrido) NH₂ (Hidruros de N), CN (Cianógeno) y OH (Oxidrilo) como también C₂ y C₃. En cuanto a las moléculas madres que producen estos radicales, no han podido ser detectadas, pero se sospecha del amoníaco (NH₃) y del Metano (CH₄). Existen mayores dudas acerca de las moléculas madres para el CN, podría ser el gas cianógeno (C₂N₂) o el ácido cianhídrico (HCN), o posiblemente otra molécula aún más exótica.

El grupo de trabajo científico en cometas de la NASA llegó en 1979 a la conclusión de que profundizar en la comprensión del origen y evolución de lo que podríamos llamar nuestro ambiente cósmico es un objetivo fundamental de su programa espacial, y nada es mejor que el estudio de los cometas para lograr esta meta. Los cometas son los cuerpos más primitivos e inalterados que van quedando en nuestro sistema solar, y por lo tanto, su estudio podría proporcionar nueva e importante información en diversos campos de estudio:

1) Los cometas pueden contener una variedad de material interestelar previo al Sistema Solar, que hasta ahora ha permanecido fuera de nuestro alcance.

2) Probablemente conserven evidencias de las condiciones físicas y químicas bajo las cuales ellos y los planetas se formaron, especialmente acerca de los procesos de condensación, aglomeración y mezcla que tuvieron lugar.

3) Pueden haber sido una fuente importante de las atmósferas de los planetas terrestres.

4) Pueden haber provisto a la Tierra las moléculas orgánicas necesarias para la evolución de la vida.

5) Son una fuente de meteoros y polvo interplanetario y posiblemente de algunos asteroides de tipo Apollo Amor.


Mejores observaciones

Tampoco están claros los procesos físicos y químicos que ocurren en los cometas activos para producir sus espectaculares exhibiciones observadas desde la Tierra. Se necesita realizar estudios en su sitio o posición original para aclarar éstos procesos y aclarar su vínculo con otros fenómenos planetarios o astrofísicos.

Para resolver éstas y otras dudas, existe el interés de enviar un laboratorio espacial no tripulado a las proximidades del núcleo de un cometa y, dado lo próximo que se encuentra el año 1986 en que el Cometa Halley pasará por su perihelio, la NASA y la ESA, agencias espaciales de los Estados Unidos y de Europa occidental respectivamente, estudian la factibilidad económica de una misión de esta especie que, incluso, podría involucrar también al Cometa Tempel 2. Como quien dice: sobrevolar el Cometa Halley y encontrarse con el Cometa Tempel 2.

Entretanto, la observación de los cometas desde observatorios terrestres continúa sin desmayo. En promedio, para los astrónomos equipados con telescopios adecuados es posible observar cada año una docena de cometas, de los cuales aproximadamente el 50 por ciento corresponden a cuerpos conocidos de corto período que se encuentran en las proximidades del perihelio de sus órbitas, y que por lo tanto, eran esperados y se les buscó en las zonas del cielo por donde se calculó que debían pasar, para recuperarlos. El resto está constituido por los cometas recién descubiertos.


Cometas nuevos

Cuando se cree haber descubierto un cometa, hasta donde sea posible, hay que tratar de controlar la emoción... Si la observación es visual, se está viviendo el momento, y por lo tanto, se debe tratar inmediatamente de confirmar si realmente se está observando un cometa y no otro objeto celeste. Luego hay que revisar las efemérides de cometas conocidos, tanto los que ya se encuentran bajo observación en el año como los de corto período que están por ser recuperados, ya que de tratarse de un cometa, podría ser uno de ellos. Si no se dispone de mayor información en cuanto a los cometas del año, se puede recurrir al centro astronómico más próximo, donde podrán confirmar la observación y verificar si se trata de un cometa recién descubierto o de uno ya conocido. De tratarse de uno recién descubierto, deberán estimarse en la forma más aproximada posible las coordenadas astronómicas, la fecha y hora de la observación como también el brillo, para enviar esta información cuanto antes a la Oficina Central de Telegramas Astronómicos dependientes de la Unión Astronómica Internacional, quienes centralizan toda la información y la envían a todos los observatorios astronómicos del mundo que son suscriptores de este servicio; una vez que el cometa ha sido confirmado por algún astrónomo conocido, la Unión Astronómica Internacional bautiza el cometa con el apellido del o de los descubridores independientes, hasta un número máximo de tres, y con el año del descubrimiento seguido de una letra que indica el orden cronológico del descubrimiento. Posteriormente, esta última designación será cambiada por la de su paso por el perihelio. Por ejemplo, el Cometa Bennet es el 1974h (el octavo descubierto en 1974) y el 1974XV (el decimoquinto en pasar por su perihelio en 1974).


Chile en órbita


En las dependencias del Observatorio Astronómico Nacional (que dio origen al actual Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile) comenzaron los descubrimientos de cometas en enero de 1865 cuando don Guillermo Moesta, primer Director del Observatorio (1852-1865), descubrió simultáneamente con Ellery, del observatorio de Melbourne (Australia), y McLear, del Observatorio del Cabo de Buena Esperanza (Sud-Africa), el cometa 1865 I que, debido a que fue realmente espectacular, desplegando ambos tipos de colas, fue llamado el Gran Cometa Austral, ya que por su trayectoria sólo pudo ser observado desde el hemisferio sur. Su "cola" de plasma (tipo I) llegó a alcanzar los 25° de longitud. Después, al parecer, no se produjo otro descubrimiento desde Chile hasta el 23 de enero de 1941 cuando Rómulo Grandón, que llegó a ser Director del Observatorio (1943-1950), tratando de efectuar su primera observación del Cometa Cunningham = 1941 I (que comenzaba a ser observable desde el hemisferio sur), encontró un cometa que coincidía con éste en aspecto, pero que tenía una apreciable corrección en ascensión recta. Esto lo hizo esperar la próxima noche para poder controlar la dirección del movimiento que resultó completamente diferente a la del Cometa Cunningham. Sospechó que había descubierto un cometa; pero no se convenció de ello hasta que hubo localizado el Cometa Cunningham; inmediatamente se mandó el cablegrama, pero ya era tarde, pues el cometa había sido descubierto por De Kock en Paarl (Sud-Africa) el 15 de enero, e independientemente por Paraskevopoulos desde Bloemfontein, también en Sud-Africa, el mismo día que don Rómulo, pero habían dado el aviso oportunamente quedando ellos como codescubridores del cometa de Kock-Paraskevopoulos 1941 IV.

Años más tarde desde la Estación Astronómica de Cerro El Roble (EACR), dependiente del Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile, Dina Potter, esposa del Doctor Heino Potter, un astrónomo del Observatorio de Pulkovo, observando la puesta de Sol descubrió, a ojo desnudo, un cometa muy brillante y de larga cola al atardecer de un día de mayo de 1970; pero pasa a ocupar el cuarto lugar de una larga lista de descubridores independientes del Cometa White-Ortiz-Bolelli 1970 f = 1970 VI (sexto cometa, cuyas observaciones se inician en 1970 y, por casualidad, también el sexto cometa en pasar por su perihelio en 1970).


Programa sistemático

Posteriormente, las observaciones de cometas se convierten en un programa sistemático de la EACR, que ya ha rendido sus frutos. Es así como en 1974, este autor, durante una búsqueda, logra recuperar el cometa periódico Du Toit I -no observado desde 1944- en placas expuestas con el telescopio astrográfico de tipo Maksutov de la EACR. El mérito de recuperar este cometa no se perdió sólo por casualidad, ya que al explorar las cuatro placas tomadas el 21 y 22 de marzo de 1974 y el 21/22, 23/24 y 24/25 de abril, no se encontraron las imágenes y en la tercera placa, por fallas en la fabricación, faltó emulsión fotográfica en aproximadamente 1-5 de la placa. Después de esta primera inspección de las placas se pensó que no se había tenido éxito en la recuperación; pero en enero de 1975, al prepararse el informe anual de observaciones de cometas desde la EACR, para la Comisión 20 de la Unión Astronómica Internacional se encontró en la segunda placa un tracito difuso que bien podía corresponder a una imagen cometaria, pero que, a pesar de tener la orientación y longitud acorde con el movimiento diario del cometa Du Toit I, se encontraba muy lejos de la posición esperada. En la tercera placa debía aparecer en la zona sin emulsión; en la cuarta placa el cometa quedaba fuera de ella debido al error de efemérides; afortunadamente en una tercera inspección se encontró la esperada imagen confirmatoria en un borde de la primera placa, lo que dio un arco de 31 días entre ambas observaciones, permitiendo una confirmación asegurada. A pesar que desde otros observatorios se había intentado su recuperación antes, durante y después del intervalo de nuestras observaciones, y de que demoramos 10 meses en dar aviso correspondiente, no se perdió el mérito de la recuperación, la que sólo parece expuesta con la técnica de exposición integrada y la otra parece haber correspondido a un aumento explosivo de brillo.


Llegada tarde

El 18 de octubre de 1977 nuevamente se encuentra una imagen de aspecto cometario y magnitud 16 en una placa observada una semana antes. Algunos opinan que se trata de una galaxia o de una imagen espúrea; sólo queda el recurso de ir a la EACR a tratar de confirmar si se trata o no de un cometa, el cual sería nuevo, pues no se espera en esa zona del cielo ningún cometa conocido. Esa misma tarde viajamos a Cerro El Roble y expusimos cinco placas logrando imágenes del cometa en tres de ellas. El día 19 regresamos a Cerro Calán y cuando preparábamos el telex anunciando el descubrimiento, recibimos un cable anunciando que el día 18, J.G. Sanguin, del Observatorio de El Leoncito, había descubierto en una placa del día 15 un cometa que resultó ser el mismo y quedó con el nombre de Cometa Sanguin 1977 p = 1977 XII, que luego demostró ser de corto período.

Los hallazgos posteriores fueron más exitosos: el 26 de junio de 1979 vivimos la emoción de encontrar una imagen cometaria no esperada en una placa de la noche anterior; pero esta vez no sólo estaba en la EACR, sino que se disponía de una segunda placa de la misma región, que había sido expuesta una hora 48 minutos después y que sirvió para la confirmación inmediata de un nuevo corneta de largo período, magnitud 18, que pasó a llamarse Cometa Torres 1979 e.

Un año después, el 13 de junio de 1980, este autor vuelve a encontrar una imagen cometaria no esperada en una placa de la noche anterior, y debe esperar la noche siguiente para confirmar si se trata de un cometa o no. Pero una nueva observación asegura el descubrimiento, y el nuevo cometa pasa a llamarse Cometa Torres 1980 e.

Pero los hallazgos no se detienen aquí. Luis Eduardo González, ayudante de investigación del Departamento de Astronomía y observador de la EACR, descubrió un cometa el 21 de julio de 1981, al examinar una placa que él mismo había expuesto con el astrógrafo Maksutov de la EACR la noche del 28 al 29 de junio, y que ya había sido examinada sin haberse detectado la imagen del cometa. Nuevamente se tuvo la suerte de disponer de otra placa de la misma zona y tomada la misma noche, la que permitió confirmar la naturaleza del objeto y determinar su movimiento.

Inmediatamente, de asegurarse de que no era un cormeta que se esperara en esa fecha y ese lugar del cielo, se envió el aviso correspondiente, y el descubridor junto con C. Torres, se dirigieron a Cerro El Roble a observar el cometa, pues ya habían pasado 23 días desde que se habían tomado las placas del descubrimiento y la predicción de su posición era incierta. Sin embargo, el cometa González 1981 g fue localizado en una posición muy próxima a la calculada en Cerro Calán, sede del Departamento de Astronomía de la Universidad de Chile.



Carlos Torres

Departamento de Astronomía

Universidad de Chile



Para seber más


1. NASA. "Technical Memorandum N° 80.542", 1979.

2. F.L Whipple. "NASA, Conference Publication 2089", 1-31, 1979.

3. D.W. Hughes. "Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society", (1975) 16,
410-427.

4. H.B. Ridley. "Journal of the British Astronomical Association". 1978, 88, 226-247.

5. R.A. Lyttleton. "Quarterly ]ournal of the Royal Astronomical Society", (1977) 18,213-233.