Saltar ao contido

Cometa

Editar as ligazĂłns
Este Ă© un dos 1000 artigos que toda Wikipedia deberĂ­a ter
Na Galipedia, a Wikipedia en galego.

Cometa
Esquematismo
Imaxe
 Instancia de
tipo de obxecto astronĂłmico Editar o valor en Wikidata
 Subclase de
corpo menor do Sistema Solar Editar o valor en Wikidata
 Parte de
sistema planetario Editar o valor en Wikidata
 Composto por
NĂșcleo (cometa)
coma
cola Editar o valor en Wikidata
 Estudado por
cometoloxĂ­a Editar o valor en Wikidata
 Lista do elemento
lista de cometas Editar o valor en Wikidata
CaracterĂ­sticas
 Representado por
La Cometa (en) Traducir Editar o valor en Wikidata
CĂłdigos e identificadores
Freebase/m/01srj Editar o valor en Wikidata
OpenAlexC94081185 Editar o valor en Wikidata
Fontes e ligazĂłns
 Descrito pola fonte
The Nuttall EncyclopĂŠdia
Pequeno dicionario enciclopédico de Brockhaus e Efron
 Tema: Q24773570 Traducir
EncyclopĂŠdia Britannica
 Tema: 1911 EncyclopÊdia Britannica/Comet (en) Traducir
Dicionario Enciclopédico Brockhaus e Efron
 Tema: Q24444920 Traducir
Meyers Konversations-Lexikon, 4ÂȘ ediciĂłn (1885–1890)
 Tema: Q112780046 Traducir
The New Student's Reference Work
 Tema: The New Student's Reference Work/Comets (en) Traducir Editar o valor en Wikidata
Wikidata C:Commons
Os tres nĂșcleos que conforman o cometa C/2001 A2

Os cometas son corpos de forma irregular, fråxiles e pequenos (en relación con outros corpos espaciais), compostos por unha mestura de grans non volåtiles e gases conxelados. Teñen órbitas moi elípticas que os leva moi preto do Sol e os devolve ó espazo profundo, moitas veces alén da órbita de Plutón.

As estruturas dos cometas son diversas e moi dinĂĄmicas, pero todos eles desenvolven unha nube de material difuso que os rodea, denominada cabeleira (a 'cola', que vai detrĂĄs Ăł achegarse Ăł sol e diante Ăł afastarse, pasando a chamarse ĂĄs veces 'barba'), que xeralmente crece en tamaño e brillo ĂĄ medida que o cometa se aproxima Ăł Sol. Xeralmente Ă© visible un pequeno nĂșcleo brillante (de menos de 10 quilĂłmetros de diĂĄmetro) cara a un extremo da cabeleira. A cabeleira e mailo nĂșcleo xuntos constitĂșen a cabeza do cometa ou cometa visible.

Á medida que os cometas se aproximan Ăł Sol desenvolven colas enormes de material luminoso que se estenden por millĂłns de quilĂłmetros dende a cabeza, afastĂĄndose do Sol. Cando estĂĄn lonxe do Sol, o nĂșcleo estĂĄ moi frĂ­o e o seu material estĂĄ conxelado. Neste estado os cometas reciben ĂĄs veces o nome de "iceberg sucio" ou "bola de neve sucia". Cando un cometa se aproxima Ăł Sol, a poucas UA (unidades astronĂłmicas) do Sol, a superficie do nĂșcleo comeza a quecer e os volĂĄtiles evapĂłranse. As molĂ©culas evaporadas desprĂ©ndense e arrastran con elas pequenas partĂ­culas sĂłlidas formando a cabeleira do cometa, de gas e po.

Cando o nĂșcleo estĂĄ conxelado, pode ser visto soamente debido ĂĄ luz solar reflectida. AsĂ­ e todo, cando se crea a cabeleira, o po reflicte mĂĄis luz solar e o gas da cabeleira absorbe a radiaciĂłn ultravioleta e comeza a fluorescer. A unhas 5 UA do sol, a fluorescencia xeralmente faise mĂĄis intensa cĂĄ luz reflectida.

Á medida que o cometa absorbe a luz ultravioleta, os procesos quĂ­micos desprenden hidrĂłxeno, que escapa ĂĄ gravidade do cometa e forma unha envolta de hidrĂłxeno. Esta envolta non pode ser vista dende a Terra xa que a sĂșa luz Ă© absorbida pola nosa atmosfera, pero foi detectada polas naves espaciais.

A presión da radiación solar e os ventos solares aceleran os materiais afaståndoos da cabeza do cometa a diferentes velocidades de acordo co tamaño e masa dos materiais. Por isto, as colas de po relativamente masivas son aceleradas måis amodo e acostuman ser combadas. A cola iónica é moito menos masiva, e é acelerada tanto que aparece como unha liña case recta que se estende dende o cometa no lado oposto ó sol.

A sĂșa orixe aceptada en xeral Ă© a chamada Nube de Oort, zona alĂ©n PlutĂłn na que se cre que se moven moitos corpĂșsculos que de cando en vez (polo paso dunha estrela mĂĄis achegada, por exemplo) desequilibran a sĂșa traxectoria iniciando unha viaxe ata o Sistema Solar mĂĄis interno.

EtimoloxĂ­a

[editar | editar a fonte]
Na CrĂłnica anglosaxoa menciĂłnase un cometa que supostamente fixo a sĂșa apariciĂłn no 729 d. C.

A palabra cometa deriva do latĂ­n comēta ou comētēs. Iso, ĂĄ sĂșa vez, Ă© unha romanizaciĂłn do grego ÎșÎżÎŒÎźÏ„Î·Ï‚ ("que leva pelo longo"), e o Oxford English Dictionary sinala que o termo (ጀστᜎρ) ÎșÎżÎŒÎźÏ„Î·Ï‚ xa significaba en grego "estrela de pelo longo, cometa". ÎšÎżÎŒÎźÏ„Î·Ï‚ derivaba de ÎșÎżÎŒáŸ¶Îœ ("levar o pelo longo"), que ĂĄ sĂșa vez derivaba de ÎșόΌη ("o pelo da cabeza") e utilizĂĄbase para significar "a cola dun cometa".[1]

O sĂ­mbolo astronĂłmico para os cometas Ă© (en Unicode ☄ U+2604), que consiste nun pequeno disco con tres extensiĂłns en forma de pelo.[2] Con todo, algĂșns cometas poden ter un maior contido de po, o que fai que se chamen "bĂłlas de terra xeadas" .[3]

Orixe

[editar | editar a fonte]

Os cometas proveñen principalmente de dous lugares, da nube de Oort, situada entre 50 000 e 100 000 UA do Sol, e do cinto de Kuiper, localizado måis aló da órbita de Neptuno. Asemade, tense creado un novo grupo de cometas, os que pululan polo cinto de asteroides, chamado 'Main-belt' (Cometas do cinto principal).[4]

Crese que os cometas de longo perĂ­odo teñen a sĂșa orixe na nube de Oort, que leva o nome do astrĂłnomo Jan Hendrik Oort. Esta nube consiste de restos da condensaciĂłn da nĂ©bula solar. Isto significa que moitos dos cometas que se achegan ao Sol seguen Ăłrbitas elĂ­pticas tan alongadas que sĂł regresan ao cabo de miles de anos. Cando algunha estrela pasa moi preto do sistema solar, as Ăłrbitas dos cometas da nube de Oort vense perturbadas: algĂșns saen despedidos fĂłra do sistema solar, pero outros acurtan as sĂșas Ăłrbitas. Para explicar a orixe dos cometas de curto perĂ­odo, como o cometa Halley, Gerard Kuiper propuxo a existencia dun cinto de cometas situados mĂĄis alĂł de Neptuno, o cinto de Kuiper.

As Ăłrbitas dos cometas estĂĄn a cambiar constantemente: as sĂșas orixes estĂĄn no sistema solar exterior e teñen a propensiĂłn para ser altamente afectados (ou perturbados) por achegamentos relativos aos planetas maiores. AlgĂșns son movidos a Ăłrbitas moi prĂłximas ao Sol e destrĂșense cando se aproximan, mentres que outros son enviados fĂłra do sistema solar para sempre.

Se a sĂșa Ăłrbita Ă© elĂ­ptica e de perĂ­odo longo ou moi longo, proveñen da hipotĂ©tica nube de Oort, pero se a sĂșa Ăłrbita Ă© de perĂ­odo curto ou medio-curto, proveñen do cinto de Edgeworth-Kuiper, a pesar de que hai excepciĂłns como a do cometa Halley, cun perĂ­odo de 76 anos (curto), que provĂ©n da nube de Oort.

Conforme os cometas van sublimando, achegĂĄndose ao Sol e cumprindo Ăłrbitas, van sublimando o seu material, e perdĂ©ndoo por consecuencia, diminuĂ­ndo de magnitude. Tras un certo nĂșmero de Ăłrbitas, o cometa "apagarase", e cando se acaben os Ășltimos materiais volĂĄtiles, converterase nun asteroide normal e corrente, xa que non poderĂĄ volver recuperar a masa. Exemplos de cometas sen materiais volĂĄtiles son: 7968-Elst-Pizarro e 3553-Don Quixote.

CaracterĂ­sticas fĂ­sicas

[editar | editar a fonte]

NĂșcleo

[editar | editar a fonte]
Diagrama que mostra as caracterĂ­sticas fĂ­sicas dun cometa. a) NĂșcleo, b) Coma, c) Cola de gas/iĂłn d) Cola de po, e) Envoltura de hidrĂłxeno, f) Movemento do cometa g) DirecciĂłn o Sol.

A estrutura sĂłlida e central dun cometa coñécese como nĂșcleo. Os nĂșcleos cometarios estĂĄn compostos por unha amĂĄlgama de rocha, po, xeo de auga, e diĂłxido de carbono, monĂłxido de carbono, metano e amonĂ­aco conxelados. [5] Como tal, descrĂ­bense popularmente como "bĂłlas de neve sucias" segundo o modelo de Fred Whipple.[6] Os cometas cun maior contido de po foron denominados "bĂłlas sucias de xeo". [7] O termo "bĂłlas de po xeadas" xurdiu tras a observaciĂłn da colisiĂłn do Cometa 9P/Tempel 1 cunha sonda "impactora" enviada pola misiĂłn Deep Impact da NASA en xullo de 2005. As investigaciĂłns realizadas en 2014 suxiren que os cometas son como "Xeado frito", no sentido de que as sĂșas superficies estĂĄn formadas por xeo cristalino denso mesturado con composto orgĂĄnico, mentres que o xeo interior Ă© mĂĄis frĂ­o e menos denso.

A superficie do nĂșcleo Ă© xeralmente seca, polvorenta ou rochosa, o que suxire que os xeos estĂĄn ocultos baixo unha cortiza superficial de varios metros de espesor. Ademais dos gases xa mencionados, os nĂșcleos conteñen unha variedade de compostos orgĂĄnicos, que poden incluĂ­r metanol, cianuro de hidrĂłxeno, formaldehido, etanol, etano, e quizais molĂ©culas mĂĄis complexas como hidrocarburos de cadea longa e aminoĂĄcidos.[8][9] En 2009, confirmouse que se atopou o aminoĂĄcido glicina no po de cometa recuperado pola misiĂłn Stardust da NASA.[10] En agosto de 2011, publicouse un informe, baseado en estudos da NASA sobre meteoritos atopados na Terra, que suxerĂ­a que os compoñentes do ADN e do ARN (adenina, guanina e molĂ©culas orgĂĄnicas relacionadas) poderĂ­an formarse en asteroides e cometas. [11]

Cometa Borrelly exhibe chorros, pero non ten xeo na superficie.

As superficies exteriores dos nĂșcleos cometarios teñen un albedo moi baixo, o que os converte nun dos obxectos menos reflectores do sistema solar. A sonda espacial Giotto descubriu que o nĂșcleo do cometa Halley reflicte ao redor do catro por cento da luz que incide sobre el,[12] e a Deep Space 1 descubrio que a superficie do cometa Borrelly reflicte menos do 3,0%;[12] en comparaciĂłn, o asfalto reflicte o sete por cento. O material escuro da superficie do nĂșcleo pode estar formado por compostos orgĂĄnicos complexos. O quecemento solar expulsa os volĂĄtiles mĂĄis lixeiros (compostos quĂ­micos), deixando atrĂĄs compostos orgĂĄnicos mĂĄis grandes que tenden a ser moi escuros, como o alcatrĂĄn ou o cru. A baixa reflectividade das superficies cometarias fan que absorban a calor que impulsa os seus procesos de desgasificaciĂłn.[13]

ObservĂĄronse nĂșcleos de cometas con radios de ata 30 quilĂłmetros,[14] pero determinar o seu tamaño exacto Ă© difĂ­cil.[15] O nĂșcleo de 322P/SOHO ten probablemente sĂł 100–200 metros de diĂĄmetro. [16] A falta de detecciĂłn de cometas mĂĄis pequenos a pesar da maior sensibilidade dos instrumentos levou a algĂșns a suxerir que existe unha carencia real de cometas de tamaño inferior a 100–200 m.[17] Estimouse que os cometas coñecidos teñen unha densidade media de 0.6 g/cm.[18] Debido ĂĄ sĂșa baixa masa, os nĂșcleos dos cometas non se volven esfĂ©ricos baixo a sĂșa propia gravidade e, polo tanto, teñen formas irregulares.[19]

Cometa 81P/Wild exhibe chorros no lado luminoso e no lado escuro, cun marcado relevo, e estĂĄ seco.

Crese que aproximadamente o seis por cento dos asteroides prĂłximos ĂĄ Terra son nĂșcleos extintos de cometas que xa non experimentan desgasificaciĂłn,[20] incluĂ­ndo 14827 Hypnos e (3552) Don Quixote.

Os resultados das sondas Rosetta e Philae mostran que o nĂșcleo de 67P/Churyumov-Gerasimenko non ten campo magnĂ©tico, o que suxire que o magnetismo pode non xogar un papel na formaciĂłn temperĂĄ de planetesimais.[21][22] Ademais, o espectrĂłgrafo ALICE que vai montado en Rosetta determinou que os electrĂłns (dentro de 1 km (0,62 mi) por encima do nĂșcleo do cometa) producidos a partir da fotoionizaciĂłn das molĂ©culas de auga pola radiaciĂłn solar, e non os fotĂłns do Sol como se pensaba antes, son os responsables da degradaciĂłn da auga e das molĂ©culas de diĂłxido de carbono liberadas do nĂșcleo do cometa no seu coma.[23][24] Os instrumentos do mĂłdulo de aterraxe Philae atoparon polo menos dezaseis compostos orgĂĄnicos na superficie do cometa, catro dos cales (acetamida, acetona, isocianato de metilo e propionaldehĂ­do) foron detectados por primeira vez nun cometa. [25][26][27]

Propiedades dalgĂșns cometas
Nome DimensiĂłns
(km)		 Densidade
(g/cm3)		 Masa
(kg)[28]		 Refs
Cometa Halley 15 × 8 × 8 0.6 3x1014 [29][30]
Tempel 1 7.6 × 4.9 0.62 7.9x1013 [18][31]
19P/Borrelly 8 × 4 × 4 0.3 2.0x1013 [18]
81P/Wild 5.5 × 4.0 × 3.3 0.6 2.3x1013 [18][32]
67P/Churyumov-Gerasimenko 4.1 × 3.3 × 1.8 0.47 1.0x1013 [33][34]

Coma

[editar | editar a fonte]
Imaxe do telescopio espacial Hubble do cometa ISON pouco antes do perihelio.[35]

A coma Ă© a nube de po e gas que rodea o nĂșcleo dun cometa. As correntes de po e gas asĂ­ liberadas forman unha enorme e extremadamente delgada atmosfera ao redor do cometa chamada "coma". A forza exercida sobre a coma pola presiĂłn de radiaciĂłn do Sol e o vento solar fai que se forme unha enorme "cola" que apunta cara ao exterior do Sol.[36]

O coma adoita estar formado por auga e po, e a auga representa ata o 90% dos volĂĄtiles que saen do nĂșcleo cando o cometa estĂĄ a menos de 3 ou 4 unidades astronĂłmicas (450.000.000 a 600.000.000 km) do Sol.[37] A molĂ©cula nai H2O destrĂșese principalmente pola fotodisociaciĂłn e en moito menor grao pola fotoionizaciĂłn, xogando o vento solar un papel menor na destruciĂłn da auga en comparaciĂłn coa fotoquĂ­mica.[37]As partĂ­culas de po mĂĄis grandes permanecen ao longo da traxectoria orbital do cometa, mentres que as mĂĄis pequenas son afastadas do Sol cara ĂĄ cola do cometa pola presiĂłn da luz.[38]

AĂ­nda que o nĂșcleo sĂłlido dos cometas adoita ter menos de 60 km de diĂĄmetro, a coma pode ter miles ou millĂłns de quilĂłmetros, chegando a ser ĂĄs veces mĂĄis grande que o Sol.[39] Por exemplo, aproximadamente un mes despois dun estalido en outubro de 2007, o cometa 17P/Holmes tivo brevemente unha tenue atmosfera de po mĂĄis grande que o Sol. [40] O gran cometa de 1811 tamĂ©n tiña unha coma de aproximadamente o diĂĄmetro do Sol.[41] AĂ­nda que a coma pode chegar a ser bastante grande, o seu tamaño pode diminuĂ­r no momento en que cruza a Ăłrbita de Marte que esta ao redor de 1,5 unidades astronĂłmicas do Sol. [41] A esta distancia, o vento solar vĂłlvese o suficientemente forte como para soprar o gas e o po fĂłra da coma e, ao facelo, agrandar a cola.[41] Observouse que as colas de iĂłns estĂ©ndense unha unidade astronĂłmica (150 millĂłns de km) ou mĂĄis.[40]

C/2006 W3 (Chistensen) emitindo gas carbĂłnico (imaxe IR)

Tanto a coma como a cola son iluminadas polo Sol e poden facerse visibles cando un cometa pasa polo sistema solar interior, o po reflicte a luz solar directamente mentres que os gases brillan por iónización.[42] A maioría dos cometas son demasiado débiles para ser visibles sen a axuda dun telescopio, pero uns poucos cada década vólvense o suficientemente brillantes para ser visibles a primeira ollada. [43] En ocasións, un cometa pode experimentar un enorme e repentino estalido de gas e po, durante o cal o tamaño da coma aumenta enormemente durante un período de tempo. Isto ocorreu en 2007 con cometa Holmes.[44]

En 1996 descubriuse que os cometas emiten raios X.[45] Isto sorprendeu moito aos astrĂłnomos porque a emisiĂłn de raios X adoita estar asociada a corpos de moi alta temperatura. Os raios X xĂ©ranse pola interacciĂłn entre os cometas e o vento solar: cando os iĂłns altamente cargados do vento solar voan a travĂ©s dunha atmosfera cometaria, chocan cos ĂĄtomos e molĂ©culas do cometa, "roubando" un ou mĂĄis electrĂłns do ĂĄtomo nun proceso chamado "intercambio de carga". Este intercambio ou transferencia dun electrĂłn ao iĂłn do vento solar vai seguido da sĂșa desexcitaciĂłn ao estado de terra do iĂłn mediante a emisiĂłn de raios X e fotĂłns ultravioleta afastado.[46]

Arco de choque

[editar | editar a fonte]

Os arcos de choque fórmanse como resultado da interacción entre o vento solar e a ionosfera do cometa, que se crea pola ionización dos gases da coma. A medida que o cometa achégase ao Sol, o aumento das taxas de desgasificación fai que a coma se expanda, e a luz solar ioniza os gases da coma. Cando o vento solar atravesa esta coma iónica, aparece o choque de proa.

As primeiras observaciĂłns realizĂĄronse nos anos 80 e 90 cando varias naves espaciais pasaron polos cometas 21P/Giacobini-Zinner,[47] 1P/Halley,[48] e 26P/Grigg-Skjellerup.[49] Descubriuse entĂłn que os choques de arco nos cometas son mĂĄis amplos e graduais que os choques de arco planetarios agudos que se observan, por exemplo, na Terra. Todas estas observaciĂłns realizĂĄronse preto do perihelio, cando os choques de proa xa estaban completamente desenvolvidos.

A nave espacial Rosetta observou a proa de choque do cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko nunha etapa temperĂĄ do desenvolvemento da proa de choque, cando a desgasificaciĂłn aumentou durante a viaxe do cometa cara ao Sol. Este novo choque de proa denominouse "choque de proa infantil". O choque de proa infantil Ă© asimĂ©trico e, en relaciĂłn coa distancia ao nĂșcleo, mĂĄis ancho que os choques de proa plenamente desenvolvidos.[50]

Cola (astronomĂ­a)

[editar | editar a fonte]
DirecciĂłn tĂ­pica das colas durante a Ăłrbita dun cometa preto do Sol.

No sistema solar exterior, os cometas permanecen conxelados e inactivos e son extremadamente difĂ­ciles ou imposibles de detectar desde a Terra debido ao seu pequeno tamaño. Informouse de detecciĂłns estatĂ­sticas de nĂșcleos de cometas inactivos no cinto de Kuiper a partir de observaciĂłns do telescopio espacial Hubble[51][52] pero estas detecciĂłns foron cuestionadas.[53][54] Cando un cometa aproxĂ­mase ao sistema solar interior, a radiaciĂłn solar fai que os materiais volĂĄtiles do cometa se vaporicen e saian do nĂșcleo, arrastrando po con eles.

Os fluxos de po e gas forman cada un a sĂșa propia cola, apuntando en direcciĂłns lixeiramente diferentes. A cola de po permanece na Ăłrbita do cometa de tal xeito que a miĂșdo forma unha cola curva chamada tipo II ou cola de po.[42] Ao mesmo tempo, a cola de iĂłns ou de tipo I, a cola iĂłnica formada por gases, sempre apunta directamente lonxe do Sol porque este gas estĂĄ mĂĄis fortemente afectado polo vento solar que polo po, seguindo as liñas do campo magnĂ©tico en lugar dunha traxectoria orbital.[55] Ás veces, como cando a Terra atravesa o plano orbital dun cometa, pĂłdese ver a anticola, que apunta en direcciĂłn oposta ĂĄs colas dos iĂłns e po.[56]

Diagrama dun cometa que mostra o rastro de po, a cola de po e a cola de gas iĂłnico formada polo vento solar.

A observaciĂłn das anticolas contribuĂ­u de forma significativa ao descubrimento do vento solar.[57] A cola de iĂłns fĂłrmase como resultado da ionizaciĂłn pola radiaciĂłn ultravioleta solar das partĂ­culas da coma. Unha vez que as partĂ­culas foron ionizadas, alcanzan unha carga elĂ©ctrica neta positiva, que ĂĄ sĂșa vez dĂĄ lugar a unha "magnetosfera inducida" ao redor do cometa. O cometa e o seu campo magnĂ©tico inducido forman un obstĂĄculo para as partĂ­culas do vento solar que flĂșen cara ao exterior. Como a velocidade orbital relativa do cometa e do vento solar Ă© supersĂłnica, fĂłrmase un arco de choque corrente arriba do cometa, na direcciĂłn do fluxo do vento solar. Neste choque de proa, grandes concentraciĂłns de iĂłns cometarios (chamados "iĂłns de recollida") congrĂ©ganse e actĂșan para "cargar" o campo magnĂ©tico solar con plasma, de tal maneira que as liñas de campo "enrĂłlanse" ao redor do cometa formando a cola de iĂłns.[58]

Se a carga da cola de iĂłns Ă© suficiente, as liñas de campo magnĂ©tico apĂ©rtanse atĂ© o punto de que, a certa distancia ao longo da cola de iĂłns, prodĂșcese a reconexiĂłn magnĂ©tica. Isto conduce a un "evento de desconexiĂłn da cola".[58] Isto observouse en varias ocasiĂłns, sendo un evento notable o rexistrado o 20 de abril de 2007, cando a cola de iĂłns do cometa Encke cortouse completamente mentres o cometa pasaba por unha execciĂłn de masa coronal. Este evento foi observado pola sonda espacial STEREO.[59]

En 2013 os cientĂ­ficos da ESA informaron de que "a ionosfera do planeta Venus flĂșe cara ao exterior de forma similar ĂĄ cola de iĂłns que se ve fluĂ­r desde un cometa en condiciĂłns similares."[60][61]

Chorros

[editar | editar a fonte]
Chorros de xeo e gas do cometa 103P/Hartley

O quecemento desigual pode facer que os gases recentemente xerados saian dun punto dĂ©bil na superficie do nĂșcleo do cometa, como un gĂ©yser.[62] Estas correntes de gas e po poden facer que o nĂșcleo vire e mesmo que se separe.[62] En 2010 revelouse que o xeo seco (diĂłxido de carbono conxelado) pode impulsar chorros de material que brotan do nĂșcleo do cometa.[63] As imaxes infravermellas de Hartley 2 mostran os chorros saĂ­ndo e levando consigo grans de po cara a coma.[64]

ComposiciĂłn

[editar | editar a fonte]
NĂșcleo do cometa 103P/Hartley con chorros que flĂșen cara a fĂłra. Imaxe tomada pola sonda Deep Impact o 4 de novembro de 2010.

Os cometas chegan a ter diåmetros dalgunhas decenas de quilómetros e estån compostos de auga, xeo seco, amoníaco, metano, ferro, magnesio, sodio e silicatos. Debido ås baixas temperaturas dos lugares onde se atopan, estas substancias atópanse conxeladas. Algunhas investigacións apuntan a que os materiais que compoñen os cometas son materia orgånica e resultan determinantes para a vida, o que daría lugar a que na formación dos planetas chocasen contra a Terra e desen orixe aos seres vivos.

Cando se descobre un cometa vese aparecer como un punto luminoso, cun movemento perceptible sobre o fondo das estrelas chamadas fixas. O primeiro que se ve Ă© o nĂșcleo ou coma; logo, cando o astro se achega mĂĄis ao Sol, comeza a desenvolver o que se coñece como a cola do cometa, que lle confire un aspecto fantĂĄstico.

Ao achegarse ao Sol, o nĂșcleo quĂ©ntase e o xeo sublima, pasando directamente ao estado gasoso. Os gases do cometa proxĂ©ctanse cara a atrĂĄs, o que motiva a formaciĂłn da cola apuntando en direcciĂłn oposta ao Sol e estendĂ©ndose millĂłns de quilĂłmetros. Usualmente, a porcentaxe de diĂłxido de carbono do material volatilizado dos cometas Ă© arredor do 10 %. AĂ­nda asĂ­, existen cometas nos que non se observa vaporizaciĂłn de diĂłxido de carbono, como o Cometa Read, de Tipo Main Belt.[65]

Os cometas presentan diferentes tipos de colas. As mĂĄis comĂșns son as de po e as de gas. A cola de gas dirĂ­xese sempre no sentido perfectamente contrario ao da luz do Sol, mentres que a cola de po retĂ©n parte da inercia orbital, aliñåndose entre a cola principal e a traxectoria do cometa. O choque dos fotĂłns que recibe o cometa como unha chuvia, ĂĄ parte de calor, ofrecen luz, que Ă© visible ao exercer o cometa de pantalla, reflectindo asĂ­ cada partĂ­cula de po a luz solar. No cometa Hale-Bopp descubriuse un terceiro tipo de cola composta por iĂłns de sodio.

Cola principal de gas (azul no esquema) e cola secundaria de po (amarelo).

As colas dos cometas chegan a estenderse de forma considerable, acadando millĂłns de quilĂłmetros. No caso do cometa 1P/Halley, na sĂșa apariciĂłn de 1910, a cola chegou a medir preto de 30 millĂłns de quilĂłmetros, un quinto da distancia da Terra ao Sol. Cada vez que un cometa pasa preto do Sol desgĂĄstase, debido a que o material que vai perdendo nunca se repĂłn. AgĂĄrdase que, de media, un cometa pase unhas dĂșas mil veces preto do Sol antes de sublimarse completamente. Ao longo da traxectoria dun cometa, este vai deixando grandes cantidades de pequenos fragmentos de material; cando case todo o xeo volĂĄtil foi expulsado e xa non queda suficiente para ter coma, dise que Ă© un cometa extinto.

Cando a Terra atravesa a órbita dun cometa, estes fragmentos penetran na atmosfera en forma de estrelas fugaces ou tamén chamadas chuvia de meteoros. En maio e outubro poden observarse as chuvias de meteoros producidas polo material do cometa Halley: as Eta Acuåridas e as Oriónidas.

Os astrĂłnomos suxiren que os cometas reteñen, en forma de xeo e po, a composiciĂłn da nebulosa primitiva coa que se formou o Sistema Solar e da que se condensaron logo os planetas e as sĂșas lĂșas. Por esta razĂłn o estudo dos cometas pode dar indicios das caracterĂ­sticas daquela nube primordial.

Historia do estudo dos cometas

[editar | editar a fonte]

Estudo das Ăłrbitas

[editar | editar a fonte]
Movemento dun cometa arredor do Sol. (A) Sol, (B) PlutĂłn, (C) Cometa.

Ata o sĂ©culo XVI, perĂ­odo no que Tycho Brahe realizou estudos que revelaron que os cometas debĂ­an provir de fĂłra da atmosfera terrestre, non se estableceu definitivamente se eran fenĂłmenos atmosfĂ©ricos ou obxectos interplanetarios. MĂĄis tarde, no sĂ©culo XVII, Edmund Halley utilizou a teorĂ­a da gravitaciĂłn, desenvolvida por Isaac Newton, para intentar calcular o nĂșmero de Ăłrbitas dos cometas, descubrindo que un deles volvĂ­a ĂĄs proximidades do Sol cada 76 ou 77 anos aproximadamente. Este cometa foi denominado cometa Halley e de fontes antigas sĂĄbese que foi observado por humanos dende o ano 66 a. C.

O segundo cometa ao que se lle descubriu unha Ăłrbita periĂłdica foi o cometa Encke, en 1821. Como o cometa Halley, tivo o nome do seu calculador, o matemĂĄtico e fĂ­sico alemĂĄn Johann Encke, que descubriu que era un cometa periĂłdico. O cometa de Encke ten o perĂ­odo mĂĄis curto dun cometa, sĂł 3,3 anos, e en consecuencia ten o maior nĂșmero de apariciĂłns rexistradas. Foi tamĂ©n o primeiro cometa cunha Ăłrbita influĂ­da por forzas que non eran do tipo gravitacional. Agora Ă© un cometa moi tenue para ser observado a simple vista, aĂ­nda que puido ser un cometa brillante hai algĂșns milleiros de anos, antes de que a sĂșa superficie de xeo se evaporase. PorĂ©n, non se sabe se foi observado antes de 1786, mais anĂĄlises melloradas da sĂșa Ăłrbita temperĂĄ suxiren que se corresponde con observaciĂłns mencionadas en fontes antigas.

Con posterioridade foron descubertos cometas con órbitas non só elípticas, senón tamén hiperbólicas, distinguindo entre cometas de período curto e período longo entre os de órbita elíptica, e os exocometas ou de órbita hiperbólica, non periódicos.

Estudo das sĂșas caracterĂ­sticas fĂ­sicas

[editar | editar a fonte]

A composiciĂłn dos cometas non foi probada ata o perĂ­odo da era espacial. A principios do SĂ©culo XIX, un matemĂĄtico alemĂĄn, Friedrich Bessel orixinou a teorĂ­a de que habĂ­a obxectos sĂłlidos en estado de evaporaciĂłn: do estudo do seu brillo, Bessel expuxo que os movementos non-gravitacionais do cometa Encke foran causados por forzas de chorro creadas como material evaporado da superficie do obxecto. Esta idea foi esquecida durante mĂĄis de cen anos e logo, independentemente, Fred Lawrence Whipple propuxo a mesma idea en 1950. Para Whipple un cometa Ă© un nĂșcleo rochoso mesturado con xeo e gases, Ă© dicir, empregando a sĂșa terminoloxĂ­a, unha bĂłla de neve sucia. O modelo proposto por ambos comezou axiña a ser aceptado poa comunidade cientĂ­fica e foi confirmado cando unha frota de vehĂ­culos espaciais voou a travĂ©s da nube luminosa de partĂ­culas que rodeaban o nĂșcleo conxelado do cometa Halley en 1986 para fotografar o nĂșcleo e observĂĄronse os chorros de material que se evaporaba. Logo, a sonda Deep Space 1 voou preto do cometa Borrelly o 21 de setembro de 2001, confirmando que as caracterĂ­sticas do Halley son tamĂ©n comĂșns a outros cometas.

Notas

[editar | editar a fonte]
  1. ↑ Harper, Douglas. Comet (n.). Online Etymology Dictionary. Consultado o 30 de marzo do 2023.
  2. ↑ La Enciclopedia Americana: Una biblioteca de conocimiento universal 26. La Enciclopedia Americana Corp. 1920. pp. 162–163.
  3. ↑ "Evidence from ESA's Rosetta Spacecraft Suggests that Comets are more "Icy Dirtball" than "Dirty Snowball"". Times Higher Education. 21 de outubro de 2005.
  4. ↑ "Webb finds water, and a new mystery, in rare main-belt comet". www.esa.int (en inglĂ©s). Consultado o 2023-06-04.
  5. ↑ Greenberg, J. Mayo (1998). "Making a comet nucleus". Astronomy & Astrophysics 330. p. 375. Bibcode:1998A&A...330..375G.
  6. ↑ "Dirty Snowballs in Space". Starryskies. Arquivado dende o orixinal o 29 de xaneiro de 2013. Consultado o 30 de marzo do 2023.
  7. ↑ "Evidence from ESA's Rosetta Spacecraft Suggests that Comets are more "Icy Dirtball" than "Dirty Snowball"". Times Higher Education. 21 de outubro de 2005. As probas da nave Rosetta da ESA suxiren que os cometas son máis "bólas de po xeadas" que "bólas de neve sucias"
  8. ↑ Meech, M. (1997-03-24). "1997 Apparition of Comet Hale–Bopp: What We Can Learn from Bright Comets". Planetary Science Research Discoveries. Consultado o 30 de marzodo 2023.
  9. ↑ "Stardust Findings Suggest Comets More Complex Than Thought". NASA. 2006-12-14. Consultado o 30 de marzodo 2023.
  10. ↑ Elsila, Jamie E.; et al. (2009). "Cometary glycine detected in samples returned by Stardust". Meteoritics & Planetary Science 44 (9): 1323. Bibcode:2009M&PS...44.1323E. doi:10.1111/j.1945-5100.2009.tb01224.x.
  11. ↑ Callahan, M. P.; Smith, K. E.; Cleaves, H. J.; Ruzicka, J.; Stern, J. C.; Glavin, D. P.; House, C. H.; Dworkin, J. P. (2011). "Carbonaceous meteorites contain a wide range of extraterrestrial nucleobases". Proceedings of the National Academy of Sciences 108 (34). pp. 13995–8. Bibcode:2011PNAS..10813995C. PMC 3161613. PMID 21836052. doi:10.1073/pnas.1106493108.
  12. 1 2 Weaver, H. A.; Feldman, P. D.; a'Hearn, M. F.; Arpigny, C.; Brandt, J. C.; Festou, M. C.; Haken, M.; McPhate, J. B.; Stern, S. A.; Tozzi, G. P. (1997). "The Activity and Size of the Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1)". Science 275 (5308). pp. 1900–1904. Bibcode:1997Sci...275.1900W. PMID 9072959. doi:10.1126/science.275.5308.1900.
  13. ↑ Hanslmeier, Arnold (2008). Habitability and Cosmic Catastrophes. p. 91. ISBN 978-3-540-76945-3.
  14. ↑ Fernández, Yanga R. (2000). "The Nucleus of Comet Hale-Bopp (C/1995 O1): Size and Activity". Earth, Moon, and Planets 89. pp. 3–25. Bibcode:2002EM&P...89....3F. doi:10.1023/A:1021545031431.
  15. ↑ "The Cometary Nucleus". Department of Earth and Space Sciences, UCLA. abril de 2003. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  16. ↑ "SOHO's new catch: its first officially periodic comet". European Space Agency. Consultado o 2013-08-16.
  17. ↑ Sagan & Druyan 1997, p. 137
  18. 1 2 3 4 Britt, D. T.; et al. (2006). "Small Body Density and Porosity: New Data, New Insights" (PDF). 37th Annual Lunar and Planetary Science Conference 37. p. 2214. Bibcode:2006LPI....37.2214B. Arquivado dende o orixinal (PDF) o 2008-12-17. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  19. ↑ "The Geology of Small Bodies". NASA. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  20. ↑ Whitman, K.; et al. (2006). "The size–frequency distribution of dormant Jupiter family comets". Icarus 183 (1). pp. 101–114. Bibcode:2006Icar..183..101W. arXiv:astro-ph/0603106v2. doi:10.1016/j.icarus.2006.02.016.
  21. ↑ Bauer, Markus (2015-04-14). "Rosetta and Philae Find Comet Not Magnetised". European Space Agency. Consultado o 30 de marzo do 2023.
  22. ↑ Schiermeier, Quirin (2015-04-14). "Rosetta's comet has no magnetic field". Nature. doi:10.1038/nature.2015.17327.
  23. ↑ Agle, D. C.; et al. (2015-06-02). "NASA Instrument on Rosetta Makes Comet Atmosphere Discovery". NASA. Consultado o 30 de marzo do 2023.
  24. ↑ Feldman, Paul D.; et al. (2015-06-02). "Measurements of the near-nucleus coma of comet 67P/Churyumov-Gerasimenko with the Alice far-ultraviolet spectrograph on Rosetta" (PDF). Astronomy & Astrophysics 583: A8. Bibcode:2015A&A...583A...8F. arXiv:1506.01203. doi:10.1051/0004-6361/201525925. Consultado o 30 de marzo do 2023.
  25. ↑ Jordans, Frank (2015-07-30). "Philae probe finds evidence that comets can be cosmic labs". The Washington Post. Associated Press. Consultado o 30 de marzo do 2023.
  26. ↑ "Science on the Surface of a Comet". European Space Agency. 2015-07-30. Consultado o 30 de marzo do 2023.
  27. ↑ Bibring, J.-P.; et al. (2015-07-31). "Philae's First Days on the Comet – Introduction to Special Issue". Science 349 (6247): 493. Bibcode:2015Sci...349..493B. PMID 26228139. doi:10.1126/science.aac5116.
  28. ↑ Halley: Utilizando as fórmulas de volume, o volume dun elipsoide de 15×8×8 km * cunha densidade de 0,6 g/cm3 obtense unha masa (m=d*v) de 3,02E+14 kg.
    Tempel 1: Utilizando un diåmetro esférico de 6,25 km; volume dunha esfera x unha densidade de 0,62 g/cm3 da unha masa de 7,9E+13 kg.
    19P/Borrelly: Utilizando as fórmulas de volume, o volume dun elipsoide de 8x4x4km x unha densidade de 0,3 g/cm3 obtense unha masa de 2,0E+13 kg.
    81P/Wild: Utilizando as fórmulas de volume, o volume dun elipsoide de 5,5x4,0x3,3 km x unha densidade de 0,6 g/cm3 obtense unha masa de 2,28E+13 kg.
  29. ↑ "What Have We Learned About Halley's Comet?". Astronomical Society of the Pacific. 1986. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  30. ↑ Sagdeev, R. Z.; et al. (1988). "Is the nucleus of Comet Halley a low density body?". Nature 331 (6153): 240. Bibcode:1988Natur.331..240S. ISSN 0028-0836. doi:10.1038/331240a0.
  31. ↑ "9P/Tempel 1". JPL. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  32. ↑ "Comet 81P/Wild 2". The Planetary Society. Arquivado dende o orixinal o 2009-01-06. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  33. ↑ "Comet vital statistics". European Space Agency. 2015-01-22. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  34. ↑ Baldwin, Emily (2014-08-21). "Determining the mass of comet 67P/C-G". European Space Agency. Consultado o 31 de marzo do 2023.
  35. ↑ "Hubble's Last Look at Comet ISON Before Perihelion". European Space Agency. 2013-11-19. Consultado o 5 de xuño do 2023.
  36. ↑ Clay Sherrod, P. Clay; Koed, Thomas L. (2003). A Complete Manual of Amateur Astronomy: Tools and Techniques for Astronomical Observations. p. 66. ISBN 978-0-486-15216-5.
  37. 1 2 Combi, Michael R.; et al. (2004). "Gas dynamics and kinetics in the cometary coma: Theory and observations" (PDF). Comets II. p. 523. Bibcode:2004come.book..523C.
  38. ↑ Morris, Charles S. "Comet Definitions". Michael Gallagher. Consultado o 5 de xuño do 2023.
  39. ↑ Lallement, Rosine; Bertaux, Jean-Loup; Szegö, Karöly; Nemeth, Szilvia (2002). "The Shadow of Comet Hale–Bopp in Lyman-Alpha". Earth, Moon, and Planets 90 (1). pp. 67–76. Bibcode:2002EM&P...90...67L. doi:10.1023/A:1021512317744.
  40. 1 2 Jewitt, David. "The Splintering of Comet 17P/Holmes During a Mega-Outburst". University of Hawaii. Consultado o 2013-08-30.
  41. 1 2 3 Kronk, Gary W. "The Comet Primer". Gary W. Kronk's Cometography. Arquivado dende o orixinal o 17 de maio de 2011. Consultado o 2013-08-30.
  42. 1 2 Brinkworth, Carolyn; Thomas, Claire. "Comets". University of Leicester. Consultado o 2013-07-31.
  43. ↑ Pasachoff, Jay M (2000). A field guide to the stars and planets. p. 75. ISBN 978-0-395-93432-6.
  44. ↑ Jewitt, David. "Comet Holmes Bigger Than The Sun". Institute for Astronomy at the University of Hawaii. Consultado o 5 de xuño do 2023.
  45. ↑ Lisse, C. M.; et al. (1996). "Discovery of X-ray and Extreme Ultraviolet Emission from Comet C/Hyakutake 1996 B2". Science 274 (5285). p. 205. Bibcode:1996Sci...274..205L. doi:10.1126/science.274.5285.205.
  46. ↑ Lisse, C. M.; et al. (2001). "Charge Exchange-Induced X-Ray Emission from Comet C/1999 S4 (LINEAR)". Science 292 (5520). pp. 1343–8. Bibcode:2001Sci...292.1343L. PMID 11359004. doi:10.1126/science.292.5520.1343.
  47. ↑ Jones, D. E.; et al. (marzo de 1986). "The Bow wave of Comet Giacobini-Zinner – ICE magnetic field observations". Geophysical Research Letters 13 (3). pp. 243–246. Bibcode:1986GeoRL..13..243J. doi:10.1029/GL013i003p00243.
  48. ↑ Gringauz, K. I.; et al. (15 May 1986). "First in situ plasma and neutral gas measurements at comet Halley". Nature 321. pp. 282–285. Bibcode:1986Natur.321..282G. doi:10.1038/321282a0.
  49. ↑ Neubauer, F. M.; et al. (February 1993). "First results from the Giotto magnetometer experiment during the P/Grigg-Skjellerup encounter". Astronomy & Astrophysics 268 (2). pp. L5–L8. Bibcode:1993A&A...268L...5N.
  50. ↑ Gunell, H.; et al. (November 2018). "The infant bow shock: a new frontier at a weak activity comet" (PDF). Astronomy & Astrophysics 619. L2. Bibcode:2018A&A...619L...2G. doi:10.1051/0004-6361/201834225.
  51. ↑ Cochran, Anita L.; et al. (1995). "The Discovery of Halley-sized Kuiper Belt Objects Using the Hubble Space Telescope". The Astrophysical Journal 455. p. 342. Bibcode:1995ApJ...455..342C. doi:10.1086/176581.
  52. ↑ Cochran, Anita L.; et al. (1998). "The Calibration of the Hubble Space Telescope Kuiper Belt Object Search:Setting the Record Straight". The Astrophysical Journal 503 (1). pp. L89. Bibcode:1998ApJ...503L..89C. arXiv:astro-ph/9806210. doi:10.1086/311515.
  53. ↑ Brown, Michael E.; et al. (1997). "An Analysis of the Statistics of the \ITAL Hubble Space Telescope\/ITAL] Kuiper Belt Object Search". The Astrophysical Journal 490 (1). pp. L119–L122. Bibcode:1997ApJ...490L.119B. doi:10.1086/311009.
  54. ↑ Jewitt, David; et al. (1996). "The Mauna Kea-Cerro-Tololo (MKCT) Kuiper Belt and Centaur Survey". The Astronomical Journal 112. p. 1225. Bibcode:1996AJ....112.1225J. doi:10.1086/118093.
  55. ↑ Lang, Kenneth R. (2011). La Guía de Cambridge del Sistema Solar. p. 422. ISBN 978-1-139-49417-5.
  56. ↑ PanSTARRS: El cometa anticola. 29 de xuño de 2013.
  57. ↑ Biermann, L. (1963). "The plasma tails of comets and the interplanetary plasma". Space Science Reviews 1 (3). p. 553. Bibcode:1963SSRv....1..553B. doi:10.1007/BF00225271.
  58. 1 2 Carroll, B. W.; Ostlie, D. A. (1996). An Introduction to Modern Astrophysics. Addison-Wesley. pp. 864–874. ISBN 0-201-54730-9.
  59. ↑ Eyles, C. J.; et al. (2008). "The Heliospheric Imagers Onboard the STEREO Mission" (PDF). Solar Physics 254 (2). p. 387. Bibcode:2009SoPh..254..387E. doi:10.1007/s11207-008-9299-0.
  60. ↑ "When A Planet Behaves Like A Comet". European Space Agency. 2013-01-29. Consultado o 5 de novembro do 2025.
  61. ↑ Kramer, Miriam (2013-01-30). "Venus Can Have 'Comet-Like' Atmosphere". Space.com. Consultado o 5 de novembro do 2025.
  62. 1 2 "Cometas y chorros". Hubblesite.org. 12 de novembro de 2013.
  63. ↑ Baldwin, Emily (11 de novembro de 2010). "El hielo seco alimenta los chorros del cometa". Astronomy Now. Arquivado dende o orixinal o 17 de decembro de 2013. Consultado o 3 de xaneiro do 2026.
  64. ↑ Chang, Kenneth (18 de novembro de 2010). "Comet Hartley 2 Is Spewing Ice, NASA Photos Show". The New York Times.
  65. ↑ "Webb finds water, and a new mystery, in rare main-belt comet". www.esa.int (en inglĂ©s). Consultado o 2023-06-09.

Véxase tamén

[editar | editar a fonte]

Outros artigos

[editar | editar a fonte]

LigazĂłns externas

[editar | editar a fonte]
Obtido de «https://gl.wikipedia.org/w/index.php?title=Cometa&oldid=7276582»