Año 20 Número 78 – Septiembre 2022
Por Belen Planes
Cometas
Los cometas han captado la atención de los seres humanos desde hace milenios, en especial por sus largas y brillantes colas que cruzan el cielo maravillando a cualquier espectador terrestre: podemos ver en la Figura 1 una increíble imagen tomada al cometa Hale-Bopp. Pese a su imponente belleza, en el pasado estos objetos fueron injustamente relacionados con malos augurios en muchas oportunidades alrededor del mundo. Como ejemplos podemos mencionar que en Suiza se llegó a culpar al cometa Halley de terremotos, enfermedades, lluvia roja e incluso el nacimiento de animales de dos cabezas; o también la mística leyenda yakuta en la antigua Mongolia, donde cuando un cometa aparecía en el cielo lo denominaban «la hija del diablo» y lo tomaban como una advertencia sobre destrucción, tormentas y heladas [1].
Sin embargo, a medida que transcurrió el tiempo hubieron civilizaciones que se preocuparon no sólo por observar sino también por documentar sus apariciones con el fin de poder comprender un poco más sobre la naturaleza de estos fascinantes y misteriosos objetos. Haciendo un recorrido a lo largo de la historia, se puede decir que los astrónomos chinos fueron los que se destacaron por registrar minuciosamente la aparición de numerosos cometas durante la edad antigua y medieval, inclusive llegaron a documentar la aparición del Halley en el 240 A.C. [2]. Sin embargo, el primer catálogo integral de cometas titulado “Historia Cometarum” (cuyo autor fue Stanislaus de Lubienietz), llegaría recién en 1666. En los siglos posteriores el interés por conocer más sobre estos fascinantes objetos fue en aumento exponencial, tal es así que hasta 1700 se registraban menos de 50 nuevos cometas por siglo [3] y sólo durante el año 2021 se registraron más de 100 cometas nuevos.
Figura 1: Imagen del cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp), tomada el 4 de abril de 1997. El campo que se muestra es de aproximadamente 6,5°x6,5° (https://en.wikipedia.org/wiki/Comet_Hale–Bopp. Creditos: E. Kolmhofer, H. Raab; Johannes-Kepler-Observatory, Linz, Austria, http://www.sternwarte.at).
Además de las observaciones desde la Tierra, se han enviado misiones a estudiar a los cometas en su entorno natural, en el espacio. Aunque es un poco desconsolador el número de misiones que han podido observar a estos objetos de cerca (menor a una docena), éstas nos han permitido poder verificar hipótesis sobre ellos realizadas a partir de observaciones terrestres previas, desechar muchas otras, y principalmente conocer más sobre estos objetos cautivadores de nuestro Sistema Solar. La misión más ambiciosa jamás enviada a un cometa, Rosetta, fue lanzada por la Agencia Espacial Europea en Marzo del 2004, llegando a su objetivo en Agosto del 2014: el cometa 67/P Churymov-Gerasimenko, donde la Figura 2 nos muestra una representación de esta misión espacial. Rosetta siguió al cometa mientras éste orbitaba alrededor del Sol manteniendo distancias entre 10 a 30 km. Fue la primera misión de la historia que logró descender en un cometa, a través de su módulo Philae, el 12 de noviembre de 2014, aunque su batería se agotó 2 días después.
Figura 2: Recreación artística de Rosetta y su módulo Philae descendiendo hacia el cometa 67P/Churyumov–Gerasimenko. La imagen no está a escala: la nave espacial Rosetta tenía una longitud total de 32 metros, mientras que el núcleo del cometa tenía un ancho promedio de 4 kilómetros. Créditos: ESA–C. Carreau/ATG medialab.
En el 2016 la misión Rosetta finalizó descendiendo sobre la superficie del cometa. Esta misión llevó varios instrumentos que permitieron obtener información nueva y de gran precisión sobre este cometa y en especial sobre una parte de su estructura poco conocida: su núcleo.
En este punto podríamos entonces hacernos dos preguntas: ¿Cuál es la estructura que poseen los cometas? ¿Por qué es tan importante estudiar estos objetos?
Figura 3: Estructura básica de un cometa. (basada en https://www.astronomyhouston.org/sites/default/files/comet/profcometspring2017.pdf).
Tal como podemos observar en el esquema de la Figura 3, las colas cometarias que nos maravillan cuando estos objetos cruzan el cielo (que no es una cola sino dos: una de polvo y otra de plasma) suelen tener longitudes increíbles de hasta 10.000.000 km! Pero estas colas son originadas por causa del material que se desprende de un objeto mucho menor: el núcleo cometario. El núcleo suele tener tamaños de pocos kilómetros de extensión, hoy sabemos que son bastante irregulares y se componen principalmente de hielo (principalmente hielo de agua, aunque también hielo de metano CH4 y hielo de amoniaco NH3) y roca (a modo de ejemplo en la Figura 4 podemos ver la forma real de algunos núcleos cometarios). A medida que el cometa se acerca al Sol el hielo comienza a sublimarse y en este proceso, en el que el cometa es activo, el gas expulsado puede arrastrar partículas de polvo hacia el exterior. Estas partículas de polvo y el gas forman una estructura aproximadamente esférica que rodea al núcleo llamada coma, cuyo tamaño puede extenderse hasta el millón de kilómetros. Finalmente el material polvoriento se desacopla formando la cola de polvo, cuya órbita y forma es la suma de varios efectos como la gravedad del Sol, la presión de radiación, la gravedad producida por el mismo núcleo cometario, entre otros. Estas partículas pueden producir otros eventos deslumbrantes como es el caso de las lluvias de meteoros que causan al intersectar la órbita terrestre (por ejemplo, las Oriónidas y las Eta Acuáridas, ambas están asociadas al polvo producido por el cometa 1P/Halley). La cola de plasma es en general larga y recta y muestra una fina estructura que cambia permanentemente. Está compuesta por gas ionizado, que proviene de la ionización de las moléculas neutras de hielo en estado gaseoso de la coma. Tienen mucha interacción con el viento solar, que es el causante de la ionización mediante las colisiones que sufren las moléculas gaseosas principalmente con iones de hidrógeno y helio que provienen del Sol y que componen al viento solar. Las colas son estructuras asombrosas que pueden tener longitudes descomunales, atrapando miradas y cautivando nuestra atención cuando se tiene la suerte de que alguno cruce por nuestro cielo a una distancia que permita apreciar tal maravilloso espectáculo.
Además de estas partes fundamentales, un cometa activo está sumergido en una nube gaseosa que se extiende más allá de la coma, llamada corona (o nube) de Hidrógeno. Su composición de átomos de H proviene de la disociación de las moléculas gaseosas de agua H2O y del radical hidroxilo OH, las cuales en estado sólido formaban parte del hielo del núcleo del cometa antes de que éste fuera activo.
Figura 4: Diferentes núcleos cometarios (https://www.planetary.org/space-images/cometary-nuclei-to-scale).
Ahora la segunda pregunta a responder sería por qué nos interesa estudiar tanto estos objetos. Además de querer comprender la naturaleza de este espectáculo celeste impactante, la respuesta de su alto interés científico reside en que los cometas son una de las fuentes de información disponibles sobre los procesos de formación de nuestro Sistema Solar, basados en que la mayoría de planetesimales que se formaron durante las etapas tempranas fueron acretados1 por el Sol, por los planetas o eyectados hacia fuera del sistema y sólo una pequeña fracción sobrevivió a estos procesos y ha permanecido en las cercanías nuestras, perteneciendo los cometas a éste caso. Los cometas son objetos primordiales remanentes del proceso de formación que representan las muestras posiblemente más antiguas y mejor preservadas del material original de donde se formó nuestro sistema planetario.
Conociendo su interés científico puede sorprendernos el poco conocimiento que teníamos de estos objetos hasta hace poco tiempo. El inconveniente es que al ser cuerpos tan pequeños, cuando están lejos del Sol son oscuros (en el sentido de que no es posible observarlos desde la Tierra) y cuando se acercan, comienzan a sublimar sus hielos, por lo que la coma que envuelve al núcleo se vuelve muy brillante imposibilitando ver el núcleo que queda oculto en su interior. Y si bien la misión Rosetta nos permitió acceder a una muy valiosa y detallada información del cometa 67P/Churymov-Gerasimenko, debemos considerar que los cometas pueden ser bastantes diferentes entre sí, por lo que si bien algunas propiedades podrían asumirse como generales esto no es extensible a todos los observables ni a todos los cometas existentes. Una forma alternativa es estudiar las partículas de las comas cometarias y mediante su análisis poder inferir información sobre el núcleo que las originó. Si bien estas partículas que componen el denominado “polvo cometario” pueden también variar dependiendo el cometa, hay cierto consenso en que serían agregados porosos jerárquicos (compuestos por agrupaciones de partículas menores) donde su tamaño es de unos pocos micrones, donde un micrón es la millonésima parte de un metro, o incluso podrían ser menores. Si bien diferentes métodos obtienen diferentes valores de porosidades (la cual es una medida de espacios vacíos en los agregados), e incluso para un mismo cometa se observan agregados con diferentes porosidades, la mayoría concluye en que la porosidad es alta (en el rango 40−95%) [4].
En definitiva estudiar el polvo proveniente del interior de los cometas es mirar los comienzos de la formación de un sistema planetario, e implica analizar el comportamiento de agregados macroscópicos de materia que se componen de muchos granos más pequeños. Este tipo de estudio se enmarca dentro de una rama de la física conocida como estudio de medios granulares.
Medios granulares y su relevancia en astrofísica planetaria
Los medios granulares son sistemas disipativos2 cuyo comportamiento resulta de las interacciones que hay entre sus partículas o granos constituyentes. Estos granos tienen tamaños que van desde sub-micrón hasta metros e incluyen materiales como café, arroz, arena, harina, etc. El estudio de medios granulares es un área de estudio que ha crecido exponencialmente en los últimos tiempos, debido a que es aplicable a muchos procesos industriales (almacenamiento, transporte, molienda, etc.), geológicos (avalanchas, médanos, craterización, etc.), astrofísicos (anillos planetarios, discos protoplanetarios y de escombro, regolito, etc) y otras áreas más que los tienen como protagonistas. En nuestro país tenemos grupos de investigación dedicados a estudiar específicamente medios granulares y aplicaciones relacionadas con almacenamiento, transporte e industria como el Grupo de Materiales Granulares del Dr. Manuel Carlevaro en la Plata (CONICET – UNLP) y el Grupo de Física de Sistemas Granulares (GFSG) del Dr. Luis Pugnaloni en La Pampa (CONICET – UNLPam). Es interesante remarcar que la interdisciplina ha mostrado una fuerte correlación con avances científicos al permitir unir distintas áreas de investigación que podrían haberse considerado disociadas hace algunas décadas. En particular estos estudios sobre interacciones de agregados granulares que a su vez se componen de cientos de miles de granitos pueden sentar base para estudiar qué sucede con el polvo que es eyectado de los núcleos cometarios y que conforma la estructura de coma que envuelve a los mismos.
Los estudios de física del contacto en granulares pueden llevarse a cabo mediante experimentos de laboratorios ([5] y referencias allí incluidas) o también mediante simulaciones computacionales [6, 7], donde ambos enfoques buscan recrear condiciones lo más similares posibles a los eventos que se quieren estudiar. En el grupo SiMAF (Simulaciones en Materiales, Astrofísica y Física) localizado en la Universidad de Mendoza, realizamos simulaciones de dinámica molecular que permiten modelar partículas que interactúan de acuerdo a las leyes de Newton clásicas del movimiento y posibilitan, entre otras cosas, estudiar la interacción de la materia granular disipativa con gran detalle en condiciones similares a las del espacio: sin gravedad y en vacío. Hemos realizado estudios enfocados en analizar eventos de impactos, erosión, acreción, coagulación, fragmentación de materia granular espacial, entre otros. Nos hemos enfocado en recrear materiales realistas, considerando en nuestro modelo parámetros como la porosidad, la energía superficial, la fricción asociada a cada grado de libertad que puede existir entre cada par de granitos que conforman a las muestras estudiadas, etc.
Las simulaciones computacionales y los experimentos siempre han buscado ser dos caras de la misma moneda, en el sentido en que buscan dar respuesta a un fenómeno particular utilizando diferentes herramientas para alcanzar tal fin. Para realizar nuestras simulaciones, necesitamos de experimentos que nos aporten el valor de ciertas constantes o que hayan obtenido resultados en contextos similares a los nuestros para poder comparar y validar los resultados obtenidos. Por otra parte, muchas veces los experimentos no pueden recrear en la actualidad ciertas escalas o trabajar con determinada precisión, por lo cual también se suelen apoyar en las simulaciones para verificar hipótesis o completar el espacio de parámetros que quieren estudiar. Actualmente trabajar en ciencia no solo incluye la interdisciplina en cuanto a unir los conocimientos de diferentes ramas científicas, sino también uniendo diferentes formas de analizar un mismo problema para arribar a una solución superadora.
Entonces el estudio de los agregados granulares, mediante diferentes herramientas experimentales y computacionales, pueden ayudar a comprender mejor los ambientes que forman, siendo el polvo cometario uno de ellos. Poder mejorar los modelos viendo en detalle cómo se comporta la materia en esta escala tan pequeña puede ser, tal vez, algo que contribuya mucho a resolver interrogantes sobre cuerpos mayores, como los cometas.
Colisiones entre agregados granulares astrofísicos
Uno de los estudios que se lleva a cabo en nuestro grupo SiMAF es el análisis de procesos colisionales entre dos agregados que se componen de cientos de miles de granitos más pequeños de sílica (SiO2). En las Figuras 5 y 6 se ven ejemplos donde un proyectil esférico granular impacta con una velocidad de 100m/s sobre un blanco esférico granular mucho mayor (en este caso contiene 60 veces más masa), en ambos casos los colores solo muestran la posición vertical (z) de cada grano individual como referencia. La única diferencia entre ambas figuras es que en el caso de la Figura 5 los agregados tienen una porosidad del 85% mientras que en el caso de la Figura 6 la porosidad era menor, del 60%, mostrando que el porcentaje de porosidad de estos agregados puede ser un factor muy importante en el resultado que se obtiene luego de la colisión.
Figura 5: Estado inicial (izquierda) y final (derecha) de una colisión con velocidad de 100m/s de un proyectil granular esférico contra un blanco esférico 60 veces más masivo donde ambos tienen una porosidad inicial del 85%. Los colores indican la posición vertical de las partículas en micrones (μm).
Figura 6: Estado inicial (izquierda) y final (derecha) de una colisión con velocidad de 100m/s de un proyectil granular esférico contra un blanco esférico 60 veces más masivo donde ambos tienen una porosidad inicial del 60%. Los colores indican la posición vertical de las partículas en micrones (μm).
En el primer caso, Figura 5, al ser tan poroso, el proyectil penetra al blanco y lo traspasa simulando un “efecto pistón”, arrastrando a las partículas a su paso y logrando desprender una parte del mismo; mientras que en el caso de la Figura 6, al impactar con un medio más compacto el proyectil logra deformarlo pero no logra fracturarlo, sino que se funde con él, mostrando una estructura similar a una apertura en “pétalos” como resultado de la colisión. Esto fue publicado remarcando que una propiedad muchas veces no tenida en cuenta, como la porosidad de los agregados (evidenciada para polvo cometario), puede ser clave para entender este tipo de procesos [6].
En estudios posteriores se analizaron resultados variando diferentes factores como: porosidad, velocidades de impacto y relaciones de masa (qué tan grande era el proyectil respecto al blanco). La Figura 7 muestra un ejemplo de los diferentes resultados colisionales obtenidos para agregados idénticos en el instante inicial (ambos con porosidad inicial de 85%), a diferentes velocidades de impacto. En estos análisis se intentaron determinar las propiedades y condiciones de colisión que permiten que como resultado se obtenga un agregado más grande (en lugar de que resulten agregados más pequeños como sucedería en el caso de procesos de fractura) [7]. Esto es relevante para entender cómo en discos protoplanetarios, por ejemplo, la materia pudo irse aglomerando para formar estructuras mayores, como por ejemplo planetesimales y eventuales cuerpos menores (como cometas) o incluso, mucho después, cuerpos mayores (como planetas). El estudio del polvo protoplanetario en discos es un tema de gran relevancia internacional ya que su observación se lleva principalmente a cabo con radiotelescopios, lo que ha avanzado notablemente en la última década gracias al Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).
Figura 7: Estado final de la colisión entre dos agregados donde el blanco es 60 veces más masivo que el proyectil, la porosidad inicial de ambos es del 85% y diferentes velocidades de impacto (v) en metros por segundo (m/s): (a) 5, (b) 10, (c) 25, (d) 50, (e) 60, (f) 100 y (g)200. (a)-(d) son cortes centrales con espesor 20 micrones, (e)-(g) muestran una vista global. Los granos son coloreados por su velocidad vertical en metros por segundo (m/s).
Analizar en detalle el comportamiento de estos materiales en la microescala puede contribuir a resolver interrogantes actuales sobre estructuras gigantes, cuyo estudio como un todo puede ser demasiado complejo para abordar en conjunto. Actualmente el poder abarcar desde distintas áreas de la ciencia y mediante diferentes herramientas un mismo problema, poder debatir y construir una respuesta entre todos puede lograr un avance más rápido (y muchas veces más preciso) sobre inquietudes que hasta el día de hoy no tienen una respuesta consensuada.
Referencias
[1] Goldman, N. (2006). Comets in Ancient Cultures. http://deepimpact.jpl.nasa.gov/science/comets-cultures.cfm
[2] Ho Peng Y. & Ho Ping-Yü. (1962). Ancient and medieval observations of comets and novae in Chinese sources. Vistas in Astronomy 5, 127.
[3] Fernández, J. A. (2005). Comets: Nature, Dynamics, Origin, and their Cosmogonical Relevance. Springer Science & Business Media.
[4] Güttler, C. et al (2019). Synthesis of the morphological description of cometary dust at comet 67P/Churyumov-Gerasimenko. Astronomy & Astrophysics, 630, A24.
[5] Blum, J., Bischoff D., and Gundlach, B. (2022). Formation of Comets. Universe 8, 381.
[6] Planes, M. B., Millán, E. N., Urbassek, H. M., & Bringa, E. M. (2020). Influence of porosity on high-velocity mass-asymmetric collisions. MNRAS 492, 1937.
[7] Planes, M. B., Millán, E. N., Urbassek, H. M., & Bringa, E. M. (2021). Collisions between micro-sized aggregates: role of porosity, mass ratio, and impact velocity. MNRAS 503, 1717.
Bonus: Herramientas buscadoras de Cometas
En https://neo.ssa.esa.int/search-for-comets se puede buscar un cometa y observar su trayectoria alrededor del Sol. También incluye las órbitas de planetas del Sistema Solar para tener un marco comparativo.
La herramienta de la NASA: https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/sbdb_query.html permite filtrar, dentro de diversos cuerpos menores, a los cometas y obtener información como su nomenclatura, parámetros orbitales, tamaño estimado, fecha de la primera y la última observación, etc.
Sobre la autora
Belén Planes es Licenciada y Profesora de Grado Universitario en Ciencias Básicas con Orientación en Física, Doctora en Astronomía y docente en la Universidad Nacional de Cuyo. Es becaria posdoctoral de CONICET, bajo la dirección de la Dra. Gabriela Parisi. Actualmente investiga colisiones entre agregados granulares relacionados con procesos de formación protoplanetaria, polvo en comas cometarias, discos de escombros, entre otros.