Página de Pedro J. Gutiérrez

Investigación. Cometas.

Historia

Algo de historia de nuestro conocimiento sobre los cometas.

Investigación.

Los cometas son conglomerados de hielos (principalmente de agua) y polvo (material refractario) con una densidad relativamente baja y una porosidad alta. Alguna cosa más sabemos con certeza con respecto a su naturaleza, poco más se puede precisar y resulta que eso que no sabemos, resulta necesario, o al menos eso se piensa, para entender cómo se formó nuestro Sistema Solar.

Una de las magnitudes más importantes de los cometas es su densidad. Puesto que se supone que los cometas son los cuerpos menos evolucionados del Sistema Solar, se piensa que la densidad y la estructura interna de los cometas nos ofrecería información sobre las primeras etapas de la formación de nuestro sistema planetario.

Para conocer la densidad es necesario conocer la masa del cuerpo y su tamaño. Hoy en día tenemos una idea bastante precisa de los tamaños de muchos cometas. Estos se han determinado, principalmente, observando los cometas cuando se encuentran relativamente lejos del Sol, cuando su coma todavía no se ha empezado a desarrollar. Alternativamente, observaciones con el Hubble, también nos han permitido estimar el tamaño del núcleo de algunos cometas incluso cuando están cerca del Sol, rodeados por una gran coma. Ello es posible debido a que, gracias a la alta resolución del Hubble, se puede estimar la contribución del núcleo al brillo total del cometa [referencia].
Para estimar la masa se podrían utilizar distintos medios, sin embargo o son casuales o serían costosos. Entre estos métodos estarían el estudiar las variaciones gravitacionales que le provocarían a una sonda que pasase cerca del núcleo o la evolución de los fragmentos cuando el cometa va a colisionar con algún planeta, como fue el caso del Shoemaker-Levy contra Júpiter en 1994. El único método hoy en día viable para realizar estimaciones sistemáticas de las masas de los cometas es la simulación de las fuerzas no-gravitacionales. Cuando el cometa se encuentra relativamente del Sol, los hielos contenidos subliman. Esa “expulsión” de gas resulta, de manera neta, en una transferencia de momento al núcleo cometario que lo hace desviarse de su órbita puramente gravitacional. Realizando medidas astrométricas de la posición de los cometas y comparando con lo que sería su orbita completa teniendo en cuenta las perturbaciones producidas por los distintos planetas e incluso los asteroides más grandes es posible realizar una estimación de las aceleraciones no-gravitacionales medias que sufren los cometas. Por otro lado podemos utilizar modelos termofísicos que simulan la sublimación del hielo (su cantidad y su velocidad en función de la distancia heliocéntrica) y por tanto permiten estimar el momento total o fuerza ejercida sobre el núcleo. Así, comparando la fuerza total obtenida con los modelos con las aceleraciones determinadas a partir de las observaciones, es posible obtener la masa del núcleo cometario.

Durante los últimos años hemos estado trabajando en la estimación de las masas y densidades de varios núcleos cometarios, en concreto los que han sido o serán objetivos de misiones espaciales: Borrelly (Deep Space 1, NASA) [referencia], Churyumov-Gerasimenko (Rosetta, ESA) [referencia], Tempel 1 (Deep Impact, NASA) [referencia] y Wild-2 (Stardust, NASA) [referencia]. Como resultado resumen decir que todos muestran una densidad inferior a 700 Kg/m^3, lo que se puede considerar un límite superior. El modelo utilizado se basa en descripción termofísica sofisticada de la naturaleza cometaria y por tanto está basado en una serie de suposiones. Sin embargo, se ha comprobado que el valor de la densidad obtenido para el cometa Tempel 1 con la aplicación del modelo es prácticamente igual al valor obtenido a partir de las imágenes tomadas con la sonda Deep Impact, unos 400 Kg/m^3, aún ambas estimaciones con una barra de error muy grande. Esta coincidencia entre dos estimaciones independientes, utilizando métodos distintos afianza al menos algunas las suposiciones incluidas en el modelo, pero es necesario seguir trabajando.

El principal motivo para continuar con esta línea es intentar estimar un mayor número de masas cometarias, para ver si se confirma ese límite superior con una muestra más amplia y estadísticamente significativa (recordando que existen cientos de cometas de corto período y un número incalculable de cometas no periodicos). Esas estimaciones nos ayudarían a estimar si hay diferencias entre las distintas familias dinámicas de los cometas o incluso diferencias debido a su evolución.

Además se hace necesario intentar reducir la barra de error en las estimaciones de las densidades. Con los métodos aplicados hasta ahora se obtiene un error que, en ocasiones, es similar al propio valor de la densidad. Actualmente trabajamos en un método que intenta reducir considerablemente esa barra de error. El objetivo es intentar reproducir simultáneamente la producción de gas y la posición astrométrica, en vez de las aceleraciones medias determinadas mediante ajustes de orbitas completas. Refinar la densidad es crítico para los modelos que simulan las primeras fases de formación del Sistema Solar.

El tercer motivo para continuar trabajando en la línea de masas cometarias es nuestra aún pobre compresión de lo que es la actividad cometaria. Aquí la principal limitación de los modelos aplicados es que se estima que la velocidad de expansión del gas es próxima a la velocidad térmica de un gas a la temperatura de la superficie del núcleo suponiendo que éste está formado por hielo. Sin embargo, hasta que dispongamos de instrumentos como ALMA no será posible estimar velocidades de expansión del gas en la región circumnuclear y por tanto, es una magnitud que sólo puede ser supuesta. En cualquier caso es necesario estimar los posibles límites para la velocidad de expansión del gas y su posible efecto en la estimación de las masas.

Otra línea de trabajo que estamos desarrollando, relacionada con la anterior y centrada en los efectos no-gravitacionales de la expulsión de gas, es el estudio de la evolución rotacional de los núcleos cometarios. Si el momento transferido por el gas al núcleo es capaz de modificar su órbita, el par de esa fuerza también puede modificar su estado rotacional y, posiblemente, provocar que los cometas roten en modo complejo (precesión más rotación). Esta idea, originalmente sugerida por Whipple en 1950, retomó impulso tras las observaciones del cometa Halley en 1985. Este cometa estaba rotando en modo complejo y se empezó a pensar que ese era el estado normal de rotación de todos los cometas. Nuestro grupo [referencia1, referencia2, referencia3] ha desarrollado un modelo que resuelve las ecuaciones de la dinámica de rotación teniendo en cuenta el par de producido por la “expulsión” de gas, con una descripción realista de la geometría de los núcleos cometarios, los cuales son cuerpos irregulares. Los resultados principales han sido dos. En primer lugar se ha proporcionado un condición necesaria para que se produzca la excitación rotacional que sugiere que, cómo máximo, sólo la mitad de núcleos cometarios podrían estar rotando en modo complejo. Así el caso de Halley no puede ser generalizado. En segundo lugar se obtiene que los cometas pueden sufrir cambios muy significativos tanto en la orientación de su momento angular como en su período de rotación. Los primeros serían responsables, en parte, de la evolución del nivel de actividad observado en distintos cometas. Los segundos, en el caso de que el cometa se acelere, podrían ser los responsables de llevar a los núcleos al límite de fractura rotacional, en el que la fuerza centrífuga supera la cohesión gravitacional y finalmente se produce la ruptura del núcleo. Estos resultados teóricos han permanecido como predicción durante algunos años. Sin embargo, recientemente se ha comprobado que, efectivamente, el periodo de rotación de algunos cometas se puede explicar mejor si éste está sometido a un cambio. La motivación principal para desarrollar esta línea, a parte de que nos proporciona información para interpretar correctamente diversos hechos observacionales (evolución de actividad cometaria, fracturas cometarias, curvas rotacionales, etc.) es que si se detectan cambios en los parámetros rotacionales se puede acceder a información relacionada con la estructura interna de los cometas, es decir, cómo son “por dentro”.

Actualmente, dentro de esta línea, trabajamos en la posible evolución rotacional del cometa Tempel 1. Este cometa fue objetivo de la misión Deep Impact (NASA). El problema es que debido a la nube de polvo que se formó tras el impacto no se pudo observar el cráter producido en el mismo, información útil para conocer la estructura de ese núcleo cometario. Ahora, la NASA ha aprobado la misión NExT que supone la reutilización de la sonda Stardust (la que recogió las muestras del Wild-2) para visitar el cometa Tempel 1 y tomar imágenes del cráter producido por Deep Impact. Para asegurar el éxito de esta nueva misión es necesario conocer la fase rotacional exacta del cráter teniendo en cuenta que el período de rotación ha podido cambiar con el tiempo.

Otra línea de nuestro trabajo se centra en la actividad cometaria y su naturaleza [referencia1, referencia2]. Hoy en día hemos alcanzado un conocimiento básico sobre lo que es la actividad cometaria sin embargo hay todavía muchas incógnitas, las cuales son de importancia cosmogónica. Por un lado, por la observación de ciertos compuestos en la coma cometaria, altamente volátiles (como la molécula de azufre) sabemos que los núcleos cometarios se debieron formar y permanecer durante mucho tiempo a temperaturas muy bajas, cercanas a los -240 C. A esa temperatura, el hielo de agua (principal componente volátil) condensa en estado amorfo, lo que es una fase del hielo muy porosa. Se piensa que, como posibilidad, esa estructura porosa albergaría o encerraría en su interior componentes más volátiles que el hielo de agua. Eso podría explicar (también como posibilidad) por qué la aparición de los distintos gases observados en la coma, los cuales tienen distinta volatilidad y, por tanto subliman a distintas temperaturas, no sigue la secuencia que predicen los modelos basados en sublimación directa de los distintos gases. Sin embargo el hielo amorfo en cometas sólo ha sido detectado de manera marginal y no definitiva y los modelos desarrollados hasta la fecha predicen que, una vez que el núcleo empieza a orbitar por el Sistema Solar interno, cerca del Sol, el hielo amorfo desaparece transformándose en cristalino, estructura más compacta que no albergaría volátiles en su interior. Eso implicaría que en realidad los cometas, al menos los accesibles desde el punto de vista observacional, estaría evolucionados y no contendrían el material en el estado en el que se formó. Actualmente, nuestro grupo está estudiando bajo qué circunstancias el hielo amorfo puede sobrevivir y, por tanto, cuales son las posibilidades de que los cometas observacionalmente accesibles contengan material primigenio. Los modelos desarrollados hasta la fecha se basan en la idea de que el hielo amorfo cometario, aún impuro, se transforma en cristalino liberando una cantidad de energía similar a la del hielo amorfo puro. Sin embargo, lo que es la motivación principal de nuestro trabajo, experimentos de laboratorio sugieren que el hielo amorfo impuro libera mucha menos energía que el amorfo puro cuando cristaliza. La razón es que parte de la energía liberada en la cristalización se tiene que invertir en la desorpción de los elementos ocluidos. Es necesario tener en cuenta que estudiar la evolución termofísica de un núcleo cometario no es sencilla pues depende de varias cantidades como la inercia térmica (densidad, conductividad, etc.) o la razón polvo:hielo de los núcleos, cantidades hoy en día no conocidas.

Y esto nos lleva a otra línea de trabajo con la que pretendemos conocer qué fracción de polvo y qué fracción de hielos hay en los cometas. Hay estimaciones antiguas, pero una de las más recientes, efectuada sobre la nube de gas y polvo “levantada” por la sonda “Deep Impact” cuando impactó sobre el cometa 9P/Tempel 1 sugieren que la cantidad de polvo contenida en un cometa es mucho mayor que la cantidad de hielo. Los problemas son que, por un lado, no se puede precisar mucho más. La razón en masa polvo:hielo se estimó entre 1:1 y 100:1 [referencia], dependiendo básicamente de cómo sea la distribución de tamaños de las partículas de polvo que integran la coma cometaria, es decir, cuántas partículas hay de cada tamaño. Se da la circunstancia de que esas estimaciones se han hecho a partir de la luz solar reflejada en las partículas de polvo, lo que nos deja fuera precisamente las partículas más grandes, que son ineficientes reflectoras. Así, por este lado, la razón polvo:hielo podría ser mucho mayor que la estimada.
El segundo problema surge a partir de los resultados espectroscópicos. Éstos revelan que el cometa 9P/Tempel 1 parece estar cubierto por un manto de polvo con espesor variable. Así, puesto que la sonda impactó sobre la superficie, podría ser que lo que se vio tuviese una “sobreabundancia” de polvo con respecto a la que realmente tiene el núcleo. De esta manera, podría ocurrir que la razón polvo:hielo fuese, en realidad, menor de lo estimado.

Para solventar estos problemas, lo que se puede hacer es intentar observar desde Tierra un gran número de comas cometarias. La idea para intentar ver todas las partículas, pequeñas y grandes, sería disponer de medidas simultáneas en distintas partes del espectro electromagnético, cubriendo desde el visible para las partículas pequeñas hasta el infrarrojo para las partículas más grandes. Y esa es otra de nuestras líneas de trabajo. Pretendemos desarrollar un modelo dinámico de las partículas de polvo que nos permita estimar tanto la luz reflejada como la radiación emitida de tal forma que se puedan simular imágenes sintéticas de comas cometarias, tanto en el visible como en el infrarrojo y en el submilimétrico. La principal dificultad para realizar este modelo es que es necesario conocer cómo reflejan, absorben y emiten las partículas de polvo, factores en los que influyen tanto la composición como la estructura de las partículas.