Cometa

Cometas: núcleo, coma y cola:

• Top: 9P/Tempel (colisión de impulsor: Impacto profundo), y 67P/Churyumov–Gerasimenko (Rosetta)
• Medio: 17P/Holmes y su cola ionizada azul, y 81P/Wild (Wild 2) visitado por Stardust
• Tema: Hale–Bopp visto desde la Tierra en 1997, y C/2011 W3 (Lovejoy) imagenado desde la órbita terrestre

Un cometa es un pequeño cuerpo helado del Sistema Solar que, al pasar cerca del Sol, se calienta y comienza a liberar gases, proceso que se denomina desgasificación. Esto produce una atmósfera visible o coma, ya veces también una cola. Estos fenómenos se deben a los efectos de la radiación solar y del viento solar que actúa sobre el núcleo del cometa. Los núcleos de los cometas van desde unos pocos cientos de metros hasta decenas de kilómetros de diámetro y están compuestos por acumulaciones sueltas de hielo, polvo y pequeñas partículas rocosas. La coma puede tener hasta 15 veces el diámetro de la Tierra, mientras que la cola puede extenderse más allá de una unidad astronómica. Si es lo suficientemente brillante, un cometa se puede ver desde la Tierra sin la ayuda de un telescopio y puede subtender un arco de 30° (60 Lunas) a través del cielo. Los cometas han sido observados y registrados desde la antigüedad por muchas culturas y religiones.

Los cometas suelen tener órbitas elípticas muy excéntricas y tienen una amplia gama de períodos orbitales, que van desde varios años hasta potencialmente varios millones de años. Los cometas de período corto se originan en el cinturón de Kuiper o su disco disperso asociado, que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno. Se cree que los cometas de período largo se originan en la nube de Oort, una nube esférica de cuerpos helados que se extiende desde fuera del cinturón de Kuiper hasta la mitad de la estrella más cercana. Los cometas de período largo se ponen en movimiento hacia el Sol desde la nube de Oort debido a las perturbaciones gravitatorias causadas por las estrellas que pasan y la marea galáctica. Los cometas hiperbólicos pueden pasar una vez por el Sistema Solar interior antes de ser lanzados al espacio interestelar. La aparición de un cometa se llama aparición.

Los cometas se distinguen de los asteroides por la presencia de una atmósfera extendida, sin ligar gravitacionalmente, que rodea su núcleo central. Esta atmósfera tiene partes denominadas coma (la parte central que rodea inmediatamente al núcleo) y cola (una sección típicamente lineal que consiste en polvo o gas expulsado de la coma por la presión de la luz del Sol o el plasma del viento solar que sale). Sin embargo, los cometas extintos que han pasado cerca del Sol muchas veces han perdido casi todos sus hielos y polvo volátiles y pueden llegar a parecerse a pequeños asteroides. Se cree que los asteroides tienen un origen diferente al de los cometas, ya que se formaron dentro de la órbita de Júpiter en lugar de en el Sistema Solar exterior. El descubrimiento de cometas en el cinturón principal y planetas menores centauros activos ha borrado la distinción entre asteroides y cometas. A principios del siglo XXI, el descubrimiento de algunos cuerpos menores con órbitas de cometas de período largo, pero características de los asteroides del sistema solar interior, se denominaron cometas Manx. Todavía se clasifican como cometas, como C/2014 S3 (PANSTARRS). Se encontraron veintisiete cometas Manx entre 2013 y 2017.

Hasta noviembre de 2021, hay 4584 cometas conocidos. Sin embargo, esto representa una fracción muy pequeña de la población potencial total de cometas, ya que la reserva de cuerpos similares a cometas en el Sistema Solar exterior (en la nube de Oort) es de aproximadamente un billón. Aproximadamente un cometa por año es visible a simple vista, aunque muchos de ellos son débiles y poco espectaculares. Los ejemplos particularmente brillantes se llaman "grandes cometas". Los cometas han sido visitados por sondas no tripuladas como la Rosetta de la Agencia Espacial Europea, que se convirtió en la primera en aterrizar una nave espacial robótica en un cometa, y la Deep Impact de la NASA. , que abrió un cráter en el cometa Tempel 1 para estudiar su interior.

Etimología

Un cometa fue mencionado en el Crónica anglosajón that allegedly made an appearance in 729 AD.

La palabra cometa deriva del inglés antiguo cometa del latín comēta o comētēs. Eso, a su vez, es una romanización del griego κομήτης 'llevando cabello', y el Oxford English Dictionary señala que el término (ἀστὴρ) κομήτης ya significaba 'estrella de pelo largo, cometa' en griego. Κομήτης se derivó de κομᾶν (koman) 'llevar el cabello largo', que a su vez se derivó de κόμη< /span> (komē) 'el cabello de la cabeza' y se usaba para significar 'la cola de un cometa'.

El símbolo astronómico de los cometas (representado en Unicode) es U+2604 ☄ COMET, que consta de un pequeño disco con tres extensiones similares a pelos.

Características físicas

Diagrama que muestra las características físicas de un cometa:
a) Nucleus, b) Coma, c) Gas/ion tail d) cola de polvo, e) sobre de hidrógeno, f) Dirección de velocidad orbital, g) Dirección al Sol.

Núcleo

Nucleus of 103P/Hartley as imaged during a spacecraft flyby. El núcleo tiene unos 2 km de longitud.

La estructura central sólida de un cometa se conoce como núcleo. Los núcleos cometarios están compuestos por una amalgama de roca, polvo, hielo de agua y dióxido de carbono congelado, monóxido de carbono, metano y amoníaco. Como tales, se las describe popularmente como "bolas de nieve sucias" según el modelo de Fred Whipple. Los cometas con un mayor contenido de polvo se han denominado "bolas de tierra heladas". El término "bolas de tierra heladas" surgió después de la observación de la colisión del cometa 9P/Tempel 1 con un 'impactador' sonda enviada por la misión Deep Impact de la NASA en julio de 2005. La investigación realizada en 2014 sugiere que los cometas son como 'helados fritos', en el sentido de que sus superficies están formadas por hielo cristalino denso mezclado con compuestos orgánicos, mientras que el interior el hielo es más frío y menos denso.

La superficie del núcleo es generalmente seca, polvorienta o rocosa, lo que sugiere que los hielos están ocultos debajo de una corteza superficial de varios metros de espesor. Además de los gases ya mencionados, los núcleos contienen una variedad de compuestos orgánicos, que pueden incluir metanol, cianuro de hidrógeno, formaldehído, etanol, etano y quizás moléculas más complejas como hidrocarburos de cadena larga y aminoácidos. En 2009, se confirmó que el aminoácido glicina se había encontrado en el polvo del cometa recuperado por la misión Stardust de la NASA. En agosto de 2011, se publicó un informe, basado en estudios de la NASA de meteoritos encontrados en la Tierra, que sugiere que los componentes de ADN y ARN (adenina, guanina y moléculas orgánicas relacionadas) pueden haberse formado en asteroides y cometas.

El cometa Borrelly exhibe jets, pero no tiene hielo superficial.

Las superficies exteriores de los núcleos cometarios tienen un albedo muy bajo, lo que los convierte en uno de los objetos menos reflectantes que se encuentran en el Sistema Solar. La sonda espacial Giotto descubrió que el núcleo del cometa Halley (1P/Halley) refleja alrededor del cuatro por ciento de la luz que incide sobre él, y Deep Space 1 descubrió que la superficie del cometa Borrelly refleja menos del 3,0 %; en comparación, el asfalto refleja el siete por ciento. El material superficial oscuro del núcleo puede consistir en compuestos orgánicos complejos. El calentamiento solar expulsa compuestos volátiles más livianos, dejando compuestos orgánicos más grandes que tienden a ser muy oscuros, como el alquitrán o el petróleo crudo. La baja reflectividad de las superficies de los cometas hace que absorban el calor que impulsa sus procesos de desgasificación.

Se han observado núcleos de cometas con radios de hasta 30 kilómetros (19 mi), pero determinar su tamaño exacto es difícil. El núcleo de 322P/SOHO probablemente solo tenga entre 100 y 200 metros (330 y 660 pies) de diámetro. La falta de detección de cometas más pequeños a pesar de la mayor sensibilidad de los instrumentos ha llevado a algunos a sugerir que hay una falta real de cometas de menos de 100 metros (330 pies) de ancho. Se ha estimado que los cometas conocidos tienen una densidad media de 0,6 g/cm³ (0,35 oz/cu in). Debido a su baja masa, los núcleos de los cometas no se vuelven esféricos por su propia gravedad y, por lo tanto, tienen formas irregulares.

Comet 81P/Wild exhibe jets en lado claro y lado oscuro, alivio de estrellas, y está seco.

Se cree que aproximadamente el seis por ciento de los asteroides cercanos a la Tierra son núcleos extintos de cometas que ya no experimentan desgasificación, incluidos 14827 Hypnos y 3552 Don Quixote.

Los resultados de las naves espaciales Rosetta y Philae muestran que el núcleo de 67P/Churyumov–Gerasimenko no tiene campo magnético, lo que sugiere que el magnetismo puede no haber jugado un papel en la formación temprana de planetesimales. Además, el espectrógrafo ALICE en Rosetta determinó que los electrones (dentro de 1 km (0,62 mi) por encima del núcleo del cometa) producidos a partir de la fotoionización de las moléculas de agua por la radiación solar, y no los fotones del Sol como se pensaba anteriormente, son responsables de la degradación de las moléculas de agua y dióxido de carbono liberadas desde el núcleo del cometa en su coma. Los instrumentos del módulo de aterrizaje Philae encontraron al menos dieciséis compuestos orgánicos en la superficie del cometa, cuatro de los cuales (acetamida, acetona, isocianato de metilo y propionaldehído) se detectaron por primera vez en un cometa..

Coma

Imagen Hubble de Comet ISON poco antes de la perihelión.

Las corrientes de polvo y gas así liberadas forman una atmósfera enorme y extremadamente delgada alrededor del cometa llamada 'coma'. La fuerza ejercida sobre la coma por la presión de radiación del Sol y el viento solar provocan una enorme 'cola'. para formar apuntando lejos del Sol.

La coma generalmente está compuesta de agua y polvo, y el agua constituye hasta el 90 % de los volátiles que salen del núcleo cuando el cometa está dentro de 3 a 4 unidades astronómicas (450 000 000 a 600 000 000 km; 280 000 000 a 370 000 000 mi) de el sol. La molécula original de H2O se destruye principalmente a través de la fotodisociación y, en mucha menor medida, la fotoionización, y el viento solar juega un papel menor en la destrucción del agua en comparación con la fotoquímica. Las partículas de polvo más grandes quedan a lo largo de la trayectoria orbital del cometa, mientras que las partículas más pequeñas son empujadas lejos del Sol hacia la cola del cometa por una ligera presión.

Aunque el núcleo sólido de los cometas tiene generalmente menos de 60 kilómetros (37 mi) de diámetro, la coma puede tener miles o millones de kilómetros de diámetro y, a veces, llegar a ser más grande que el Sol. Por ejemplo, aproximadamente un mes después de un estallido en octubre de 2007, el cometa 17P/Holmes tuvo brevemente una tenue atmósfera de polvo más grande que el Sol. El Gran Cometa de 1811 también tenía una coma de aproximadamente el diámetro del Sol. Aunque la coma puede llegar a ser bastante grande, su tamaño puede disminuir en el momento en que cruza la órbita de Marte alrededor de 1,5 unidades astronómicas (220 000 000 km; 140 000 000 mi) del Sol. A esta distancia, el viento solar se vuelve lo suficientemente fuerte como para expulsar el gas y el polvo de la coma y, al hacerlo, agrandar la cola. Se ha observado que las colas de iones se extienden una unidad astronómica (150 millones de km) o más.

C/2006 W3 (Chistensen) emitiendo gas de carbono (imagen IR)

Tanto la coma como la cola están iluminadas por el Sol y pueden volverse visibles cuando un cometa pasa por el Sistema Solar interior, el polvo refleja la luz solar directamente mientras que los gases brillan por ionización. La mayoría de los cometas son demasiado débiles para ser visibles sin la ayuda de un telescopio, pero unos pocos cada década se vuelven lo suficientemente brillantes como para ser visibles a simple vista. Ocasionalmente, un cometa puede experimentar una enorme y repentina explosión de gas y polvo, durante la cual el tamaño de la coma aumenta considerablemente durante un período de tiempo. Esto le sucedió en 2007 al cometa Holmes.

En 1996, se descubrió que los cometas emitían rayos X. Esto sorprendió mucho a los astrónomos porque la emisión de rayos X generalmente se asocia con cuerpos de muy alta temperatura. Los rayos X son generados por la interacción entre los cometas y el viento solar: cuando los iones del viento solar altamente cargados vuelan a través de la atmósfera de un cometa, chocan con los átomos y moléculas del cometa, "robando" uno o más electrones del átomo en un proceso llamado 'intercambio de carga'. Este intercambio o transferencia de un electrón al ion del viento solar es seguido por su desexcitación al estado fundamental del ion por la emisión de rayos X y fotones ultravioleta lejanos.

Arco de choque

Los arcos de choque se forman como resultado de la interacción entre el viento solar y la ionosfera del cometa, que se crea por la ionización de los gases en la coma. A medida que el cometa se acerca al Sol, el aumento de las tasas de desgasificación hace que la coma se expanda y la luz del sol ioniza los gases en la coma. Cuando el viento solar atraviesa este coma iónico, aparece el arco de choque.

Las primeras observaciones se realizaron en las décadas de 1980 y 1990 cuando varias naves espaciales sobrevolaron los cometas 21P/Giacobini–Zinner, 1P/Halley y 26P/Grigg–Skjellerup. Luego se descubrió que los arcos de choque en los cometas son más anchos y más graduales que los agudos arcos de choque planetarios que se ven, por ejemplo, en la Tierra. Todas estas observaciones se realizaron cerca del perihelio cuando los arcos de choque ya estaban completamente desarrollados.

La nave espacial Rosetta observó el arco de choque en el cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko en una etapa temprana del desarrollo del arco de choque cuando la desgasificación aumentó durante el viaje del cometa hacia el Sol. Este joven arco de choque fue llamado el "infantil arco de choque". El arco de choque infantil es asimétrico y, en relación con la distancia al núcleo, más ancho que los arcos de choque completamente desarrollados.

Colas

Dirección típica de colas durante la órbita de un cometa cerca del Sol

En el Sistema Solar exterior, los cometas permanecen congelados e inactivos y son extremadamente difíciles o imposibles de detectar desde la Tierra debido a su pequeño tamaño. Se han informado detecciones estadísticas de núcleos de cometas inactivos en el cinturón de Kuiper a partir de observaciones realizadas por el telescopio espacial Hubble, pero estas detecciones han sido cuestionadas. Cuando un cometa se acerca al Sistema Solar interior, la radiación solar hace que los materiales volátiles dentro del cometa se vaporicen y salgan del núcleo, llevándose consigo el polvo.

Las corrientes de polvo y gas forman cada una su propia cola distinta, apuntando en direcciones ligeramente diferentes. La cola de polvo se queda atrás en la órbita del cometa de tal manera que a menudo forma una cola curva llamada tipo II o cola de polvo. Al mismo tiempo, la cola de iones o tipo I, hecha de gases, siempre apunta directamente en dirección opuesta al Sol porque este gas se ve más afectado por el viento solar que el polvo, siguiendo líneas de campo magnético en lugar de una trayectoria orbital. En ocasiones, como cuando la Tierra pasa a través del plano orbital de un cometa, se puede ver la anticola, apuntando en la dirección opuesta a las colas de iones y polvo.

Diagrama de un cometa que muestra el rastro de polvo, la cola de polvo y la cola de gas ión formada por el viento solar.

La observación de anticolas contribuyó significativamente al descubrimiento del viento solar. La cola de iones se forma como resultado de la ionización por radiación solar ultravioleta de partículas en coma. Una vez que las partículas se han ionizado, alcanzan una carga eléctrica neta positiva, que a su vez da lugar a una "magnetosfera inducida" alrededor del cometa. El cometa y su campo magnético inducido forman un obstáculo para las partículas del viento solar que fluyen hacia el exterior. Debido a que la velocidad orbital relativa del cometa y el viento solar es supersónica, se forma un arco de choque aguas arriba del cometa en la dirección del flujo del viento solar. En este arco de choque, grandes concentraciones de iones cometarios (llamados 'iones captadores') se congregan y actúan para 'cargar' el campo magnético solar con plasma, de modo que las líneas de campo "cubren" alrededor del cometa formando la cola de iones.

Si la carga de la cola de iones es suficiente, las líneas del campo magnético se juntan hasta el punto en que, a cierta distancia a lo largo de la cola de iones, se produce la reconexión magnética. Esto conduce a un "evento de desconexión de la cola". Esto se ha observado en varias ocasiones, un evento notable se registró el 20 de abril de 2007, cuando la cola de iones del cometa de Encke se cortó por completo mientras el cometa pasaba por una eyección de masa coronal. Este evento fue observado por la sonda espacial STEREO.

En 2013, los científicos de la ESA informaron que la ionosfera del planeta Venus fluye hacia el exterior de una manera similar a la cola de iones que se ve saliendo de un cometa en condiciones similares."

Reactores

jets de gas y nieve de 103P/Hartley

El calentamiento desigual puede hacer que los gases recién generados salgan de un punto débil en la superficie del núcleo del cometa, como un géiser. Estas corrientes de gas y polvo pueden hacer que el núcleo gire e incluso se divida. En 2010 se reveló que el hielo seco (dióxido de carbono congelado) puede impulsar chorros de material que fluyen desde el núcleo de un cometa. Las imágenes infrarrojas de Hartley 2 muestran que estos chorros salen y llevan consigo granos de polvo al coma.

Características orbitales

La mayoría de los cometas son cuerpos pequeños del Sistema Solar con órbitas elípticas alargadas que los llevan cerca del Sol durante una parte de su órbita y luego hacia los confines del Sistema Solar durante el resto. Los cometas a menudo se clasifican según la duración de sus períodos orbitales: cuanto más largo es el período, más alargada es la elipse.

Período corto

Los cometas periódicos o cometas de período corto se definen generalmente como aquellos que tienen períodos orbitales de menos de 200 años. Suelen orbitar más o menos en el plano de la eclíptica en la misma dirección que los planetas. Sus órbitas normalmente los llevan a la región de los planetas exteriores (Júpiter y más allá) en el afelio; por ejemplo, el afelio del cometa Halley está un poco más allá de la órbita de Neptuno. Los cometas cuyas afelias están cerca de la órbita de un planeta importante se denominan su 'familia'. Se cree que estas familias surgen del planeta que captura cometas que anteriormente tenían períodos largos en órbitas más cortas.

En el extremo del período orbital más corto, el cometa de Encke tiene una órbita que no alcanza la órbita de Júpiter, y se conoce como un cometa de tipo Encke. Los cometas de período corto con períodos orbitales de menos de 20 años y bajas inclinaciones (hasta 30 grados) con respecto a la eclíptica se denominan cometas de la familia de Júpiter tradicionales (JFC). Los cometas como Halley, con periodos orbitales de entre 20 y 200 años e inclinaciones que van desde cero hasta más de 90 grados, se denominan cometas tipo Halley (HTC). A partir de 2022, se han observado 94 HTC, en comparación con 744 JFC identificados.

Los cometas del cinturón principal recientemente descubiertos forman una clase distinta, orbitando en órbitas más circulares dentro del cinturón de asteroides.

Debido a que sus órbitas elípticas los acercan con frecuencia a los planetas gigantes, los cometas están sujetos a más perturbaciones gravitatorias. Los cometas de período corto tienen una tendencia a que sus afelias coincidan con el semieje mayor de un planeta gigante, siendo los JFC el grupo más grande. Está claro que los cometas que vienen de la nube de Oort a menudo tienen sus órbitas fuertemente influenciadas por la gravedad de los planetas gigantes como resultado de un encuentro cercano. Júpiter es la fuente de las mayores perturbaciones, siendo más del doble de masivo que todos los demás planetas juntos. Estas perturbaciones pueden desviar cometas de período largo hacia períodos orbitales más cortos.

Según sus características orbitales, se cree que los cometas de período corto se originan a partir de los centauros y el cinturón/disco disperso de Kuiper, un disco de objetos en la región transneptuniana, mientras que se cree que el origen de los cometas de período largo es ser la nube de Oort esférica mucho más distante (en honor al astrónomo holandés Jan Hendrik Oort, quien planteó la hipótesis de su existencia). Se cree que grandes enjambres de cuerpos similares a cometas orbitan alrededor del Sol en estas regiones distantes en órbitas aproximadamente circulares. Ocasionalmente, la influencia gravitacional de los planetas exteriores (en el caso de los objetos del cinturón de Kuiper) o de las estrellas cercanas (en el caso de los objetos de la nube de Oort) puede arrojar uno de estos cuerpos en una órbita elíptica que lo lleva hacia adentro, hacia el Sol, para formar un objeto visible. cometa. A diferencia del retorno de los cometas periódicos, cuyas órbitas han sido establecidas por observaciones previas, la aparición de nuevos cometas por este mecanismo es impredecible. Cuando son arrojados a la órbita del sol, y siendo arrastrados continuamente hacia él, los cometas arrancan toneladas de materia que influyen en gran medida en su tiempo de vida; cuanto más despojados, menos viven y viceversa.

Largo período

Orbits of Comet Kohoutek (red) and Earth (blue), que ilustra la alta excentricidad de su órbita y su rápido movimiento cuando está cerca del Sol.

Los cometas de período largo tienen órbitas muy excéntricas y períodos que van desde 200 años hasta miles o incluso millones de años. Una excentricidad superior a 1 cuando está cerca del perihelio no significa necesariamente que un cometa abandonará el Sistema Solar. Por ejemplo, el cometa McNaught tenía una excentricidad de osculación heliocéntrica de 1,000019 cerca de su época de paso por el perihelio en enero de 2007, pero está unido al Sol con una órbita de aproximadamente 92.600 años porque la excentricidad cae por debajo de 1 a medida que se aleja del Sol. La órbita futura de un cometa de período largo se obtiene correctamente cuando la órbita osculadora se calcula en una época posterior a la salida de la región planetaria y se calcula con respecto al centro de masa del Sistema Solar. Por definición, los cometas de período largo permanecen ligados gravitacionalmente al Sol; aquellos cometas que son expulsados del Sistema Solar debido a los pasos cercanos de los principales planetas ya no se consideran correctamente como que tienen 'períodos'. Las órbitas de los cometas de período largo los llevan mucho más allá de los planetas exteriores en afelia, y el plano de sus órbitas no necesita estar cerca de la eclíptica. Los cometas de período largo como C/1999 F1 y C/2017 T2 (PANSTARRS) pueden tener distancias de afelio de casi 70 000 AU (0,34 pc; 1,1 ly) con períodos orbitales estimados en alrededor de 6 millones de años.

Los cometas de aparición única o no periódicos son similares a los cometas de período largo porque también tienen trayectorias parabólicas o ligeramente hiperbólicas cuando están cerca del perihelio en el Sistema Solar interior. Sin embargo, las perturbaciones gravitatorias de los planetas gigantes hacen que sus órbitas cambien. Los cometas de aparición única tienen una órbita osculadora hiperbólica o parabólica que les permite salir permanentemente del Sistema Solar después de un solo paso del Sol. La esfera de Sun's Hill tiene un límite máximo inestable de 230 000 AU (1,1 pc; 3,6 ly). Solo se ha visto que unos pocos cientos de cometas alcanzan una órbita hiperbólica (e > 1) cuando están cerca del perihelio, lo que sugiere que el uso de un mejor ajuste heliocéntrico de dos cuerpos no perturbados sugiere que pueden escapar del Sistema Solar.

Hasta 2022, solo se han descubierto dos objetos con una excentricidad significativamente mayor que uno: 1I/ʻOumuamua y 2I/Borisov, lo que indica un origen fuera del Sistema Solar. Si bien ʻOumuamua, con una excentricidad de alrededor de 1,2, no mostró signos ópticos de actividad cometaria durante su paso por el Sistema Solar interior en octubre de 2017, los cambios en su trayectoria, que sugieren desgasificación, indican que probablemente sea un cometa. Por otro lado, se ha observado que 2I/Borisov, con una excentricidad estimada de alrededor de 3,36, tiene la característica de coma de los cometas y se considera el primer cometa interestelar detectado. El cometa C/1980 E1 tuvo un período orbital de aproximadamente 7,1 millones de años antes del paso del perihelio de 1982, pero un encuentro en 1980 con Júpiter aceleró el cometa, lo que le otorgó la mayor excentricidad (1,057) de cualquier cometa solar conocido con un arco de observación razonable. Los cometas que no se espera que regresen al Sistema Solar interior incluyen C/1980 E1, C/2000 U5, C/2001 Q4 (NEAT), C/2009 R1, C/1956 R1 y C/2007 F1 (LONEOS).

Algunas autoridades utilizan el término "cometa periódico" para referirse a cualquier cometa con una órbita periódica (es decir, todos los cometas de período corto más todos los cometas de período largo), mientras que otros lo usan para referirse exclusivamente a los cometas de período corto. Del mismo modo, aunque el significado literal de "cometa no periódico" es lo mismo que "cometa de aparición única", algunos lo usan para referirse a todos los cometas que no son "periódicos" en el segundo sentido (es decir, para incluir también todos los cometas con un período mayor a 200 años).

Las primeras observaciones han revelado algunas trayectorias genuinamente hiperbólicas (es decir, no experimentales), pero no más de lo que podrían ser explicadas por las perturbaciones de Júpiter. Los cometas del espacio interestelar se mueven con velocidades del mismo orden que las velocidades relativas de estrellas cercanas al Sol (unas pocas decenas de km por segundo). Cuando estos objetos entran en el Sistema Solar, tienen una energía orbital específica positiva que resulta en una velocidad positiva a la infinidad (infinidad)${displaystyle v_{infty}!$) y tienen trayectorias hiperbólicas notablemente. Un cálculo aproximado muestra que podría haber cuatro cometas hiperbólicos por siglo dentro de la órbita de Júpiter, dar o tomar uno y quizás dos órdenes de magnitud.

Nube de Oort y Nube de colinas

La nube Oort pensó en rodear el Sistema Solar

Se cree que la nube de Oort ocupa un vasto espacio desde entre 2000 y 5000 AU (0,03 y 0,08 ly) hasta 50 000 AU (0,79 ly) del Sol. Esta nube encierra los cuerpos celestes que comienzan en la mitad de nuestro sistema solar: el sol, hasta los límites exteriores del cinturón de Kuiper. La nube de Oort consiste en materiales viables necesarios para la creación de cuerpos celestes. Los planetas que tenemos hoy existen solo debido a los planetesimales (trozos de espacio sobrante que ayudaron en la creación de planetas) que fueron condensados y formados por la gravedad del sol. La excéntrica hecha de estos planetesimales atrapados es la razón por la que existe la Nube de Oort. Algunas estimaciones sitúan el borde exterior entre 100 000 y 200 000 AU (1,58 y 3,16 ly). La región se puede subdividir en una nube de Oort exterior esférica de 20 000 a 50 000 AU (0,32 a 0,79 al), y una nube interior en forma de rosquilla, la nube Hills, de 2000 a 20 000 AU (0,03 a 0,32 al). La nube exterior está débilmente unida al Sol y alimenta a los cometas de período largo (y posiblemente del tipo Halley) que caen dentro de la órbita de Neptuno. La nube de Oort interna también se conoce como la nube de Hills, en honor a J. G. Hills, quien propuso su existencia en 1981. Los modelos predicen que la nube interna debería tener decenas o cientos de veces más núcleos cometarios que el halo externo; se ve como una posible fuente de nuevos cometas que reabastecen la nube exterior relativamente tenue a medida que el número de estos últimos se agota gradualmente. La nube de Hills explica la existencia continua de la nube de Oort después de miles de millones de años.

Exocometas

También se han detectado exocometas más allá del Sistema Solar y pueden ser comunes en la Vía Láctea. El primer sistema de exocometa detectado fue alrededor de Beta Pictoris, una estrella de secuencia principal de tipo A muy joven, en 1987. Hasta 2013, se han identificado un total de 11 de estos sistemas de exocometa, utilizando el espectro de absorción causado por las grandes nubes de gas emitidas. por los cometas al pasar cerca de su estrella. Durante diez años, el telescopio espacial Kepler se encargó de buscar planetas y otras formas fuera del sistema solar. Los primeros exocometas en tránsito fueron encontrados en febrero de 2018 por un grupo formado por astrónomos profesionales y científicos ciudadanos en curvas de luz registradas por el telescopio espacial Kepler. Después de que el Telescopio Espacial Kepler se retirara en octubre de 2018, un nuevo telescopio llamado Telescopio TESS se hizo cargo de la misión de Kepler. Desde el lanzamiento de TESS, los astrónomos han descubierto los tránsitos de los cometas alrededor de la estrella Beta Pictoris utilizando una curva de luz de TESS. Desde que TESS se hizo cargo, los astrónomos han podido distinguir mejor los exocometas con el método espectroscópico. Los nuevos planetas se detectan mediante el método de la curva de luz blanca, que se ve como una caída simétrica en las lecturas de los gráficos cuando un planeta eclipsa a su estrella madre. Sin embargo, después de una evaluación adicional de estas curvas de luz, se ha descubierto que los patrones asimétricos de las caídas que se presentan son causados por la cola de un cometa o de cientos de cometas.

Efectos de los cometas

Diagrama de los meteoros de Perseids

Conexión con lluvias de meteoritos

A medida que un cometa se calienta durante su paso cercano al Sol, la desgasificación de sus componentes helados también libera desechos sólidos demasiado grandes para ser barridos por la presión de la radiación y el viento solar. Si la órbita de la Tierra lo envía a través de ese rastro de escombros, que se compone principalmente de granos finos de material rocoso, es probable que haya una lluvia de meteoritos cuando la Tierra pase. Los rastros más densos de escombros producen lluvias de meteoritos rápidas pero intensas y los senderos menos densos crean lluvias más largas pero menos intensas. Por lo general, la densidad del rastro de escombros está relacionada con cuánto tiempo hace que el cometa padre liberó el material. La lluvia de meteoros de las Perseidas, por ejemplo, ocurre todos los años entre el 9 y el 13 de agosto, cuando la Tierra pasa por la órbita del cometa Swift-Tuttle. El cometa Halley es la fuente de la lluvia de Oriónidas en octubre.

Cometas e impacto en la vida

Muchos cometas y asteroides chocaron con la Tierra en sus primeras etapas. Muchos científicos creen que los cometas que bombardearon la joven Tierra hace unos 4 000 millones de años trajeron las grandes cantidades de agua que ahora llenan los océanos de la Tierra, o al menos una parte significativa de ella. Otros han puesto en duda esta idea. La detección de moléculas orgánicas, incluidos los hidrocarburos aromáticos policíclicos, en cantidades significativas en los cometas ha llevado a especular que los cometas o los meteoritos pueden haber traído los precursores de la vida, o incluso la vida misma, a la Tierra. En 2013 se sugirió que los impactos entre superficies rocosas y heladas, como los cometas, tenían el potencial de crear los aminoácidos que componen las proteínas a través de la síntesis de choque. La velocidad a la que los cometas entraron en la atmósfera, combinada con la magnitud de la energía creada después del contacto inicial, permitió que las moléculas más pequeñas se condensaran en macromoléculas más grandes que sirvieron como base para la vida. En 2015, los científicos encontraron cantidades significativas de oxígeno molecular en las emisiones de gases del cometa 67P, lo que sugiere que la molécula puede ocurrir con más frecuencia de lo que se pensaba y, por lo tanto, es un indicador menos de vida como se suponía.

Se sospecha que los impactos de los cometas, en escalas de tiempo prolongadas, también han entregado cantidades significativas de agua a la Luna de la Tierra, parte de la cual puede haber sobrevivido como hielo lunar. También se cree que los impactos de cometas y meteoroides son responsables de la existencia de tectitas y australitas.

Miedo a los cometas

El miedo a los cometas como actos de Dios y signos de muerte inminente fue mayor en Europa desde 1200 hasta 1650 d.C. El año posterior al Gran Cometa de 1618, por ejemplo, Gotthard Arthusius publicó un panfleto que decía que era una señal de que el El día del juicio estaba cerca. Enumeró diez páginas de desastres relacionados con cometas, incluidos "terremotos, inundaciones, cambios en los cursos de los ríos, tormentas de granizo, clima cálido y seco, malas cosechas, epidemias, guerra y traición y precios altos".

Hacia 1700, la mayoría de los estudiosos llegaron a la conclusión de que tales eventos ocurrían tanto si se veía un cometa como si no. Sin embargo, usando los registros de avistamientos de cometas de Edmond Halley, William Whiston en 1711 escribió que el Gran Cometa de 1680 tenía una periodicidad de 574 años y fue responsable de la inundación mundial en el Libro del Génesis, al derramar agua sobre la Tierra. Su anuncio revivió por otro siglo el miedo a los cometas, ahora como amenazas directas para el mundo en lugar de señales de desastres. El análisis espectroscópico en 1910 encontró el gas tóxico cianógeno en la cola del cometa Halley, lo que provocó la compra de máscaras antigás y "píldoras anti-cometa" de curandero. y "paraguas anti-cometa" por el público

Destino de los cometas

Salida (expulsión) del Sistema Solar

Si un cometa viaja lo suficientemente rápido, es posible que abandone el Sistema Solar. Estos cometas siguen la trayectoria abierta de una hipérbola y, como tales, se denominan cometas hiperbólicos. Se sabe que los cometas solares solo se expulsan al interactuar con otro objeto en el Sistema Solar, como Júpiter. Un ejemplo de esto es el cometa C/1980 E1, que pasó de una órbita de 7,1 millones de años alrededor del Sol a una trayectoria hiperbólica, después de pasar cerca del planeta Júpiter en 1980. Los cometas interestelares como 1I/ʻOumuamua y 2I/Borisov nunca orbitaron alrededor del Sol y, por lo tanto, no requieren la interacción de un tercer cuerpo para ser expulsados del Sistema Solar.

Volátiles agotadas

Los cometas de la familia de Júpiter y los cometas de período largo parecen seguir leyes de desvanecimiento muy diferentes. Los JFC están activos durante una vida útil de unos 10.000 años o ~1.000 órbitas, mientras que los cometas de período largo se desvanecen mucho más rápido. Solo el 10% de los cometas de período largo sobreviven más de 50 pasajes al perihelio pequeño y solo el 1% de ellos sobrevive más de 2000 pasajes. Eventualmente, la mayor parte del material volátil contenido en el núcleo de un cometa se evapora, y el cometa se convierte en un pequeño bulto oscuro e inerte de roca o escombros que puede parecerse a un asteroide. Algunos asteroides en órbitas elípticas ahora se identifican como cometas extintos. Se cree que aproximadamente el seis por ciento de los asteroides cercanos a la Tierra son núcleos de cometas extintos.

Roturas y colisiones

El núcleo de algunos cometas puede ser frágil, una conclusión respaldada por la observación de cometas que se separan. Una perturbación cometaria importante fue la del cometa Shoemaker-Levy 9, que se descubrió en 1993. Un encuentro cercano en julio de 1992 lo rompió en pedazos y, durante un período de seis días en julio de 1994, estos pedazos cayeron en Júpiter' s atmósfera: la primera vez que los astrónomos observaron una colisión entre dos objetos en el Sistema Solar. Otros cometas que se dividen incluyen 3D/Biela en 1846 y 73P/Schwassmann–Wachmann de 1995 a 2006. El historiador griego Ephorus informó que un cometa se dividió en el invierno de 372–373 a. Se sospecha que los cometas se dividen debido al estrés térmico, la presión interna del gas o el impacto.

Los cometas 42P/Neujmin y 53P/Van Biesbroeck parecen ser fragmentos de un cometa principal. Las integraciones numéricas han demostrado que ambos cometas se acercaron bastante a Júpiter en enero de 1850 y que, antes de 1850, las dos órbitas eran casi idénticas.

Se ha observado que algunos cometas se fragmentan durante su paso por el perihelio, incluidos los grandes cometas West e Ikeya-Seki. El cometa Biela fue un ejemplo significativo cuando se rompió en dos pedazos durante su paso por el perihelio en 1846. Estos dos cometas fueron vistos por separado en 1852, pero nunca más después. En cambio, se observaron lluvias de meteoritos espectaculares en 1872 y 1885 cuando el cometa debería haber sido visible. Una lluvia de meteoritos menores, las Andrómedidas, ocurre anualmente en noviembre y se produce cuando la Tierra cruza la órbita del cometa Biela.

Algunos cometas tienen un final más espectacular, ya sea cayendo en el Sol o chocando contra un planeta u otro cuerpo. Las colisiones entre cometas y planetas o lunas eran comunes en el Sistema Solar temprano: algunos de los muchos cráteres en la Luna, por ejemplo, pueden haber sido causados por cometas. Una colisión reciente de un cometa con un planeta ocurrió en julio de 1994 cuando el cometa Shoemaker-Levy 9 se rompió en pedazos y chocó con Júpiter.

Puntos marrones marcan los puntos de impacto de cometa Shoemaker–Levy 9 en Júpiter

The break up of 73P/Schwassmann–Wachmann within three days (1995)

cola fantasma de C/2015 D1 (SOHO) después de paso en el Sol

Desintegración de P/2013 R3 (2014)

Nomenclatura

El cometa de Halley en 1910

Los nombres dados a los cometas han seguido varias convenciones diferentes durante los últimos dos siglos. Antes de principios del siglo XX, se hacía referencia a la mayoría de los cometas por el año en que aparecieron, a veces con adjetivos adicionales para cometas particularmente brillantes; así, el 'Gran Cometa de 1680', el 'Gran Cometa de 1882' y el 'Gran Cometa de Enero de 1910'.

Después de que Edmond Halley demostrara que los cometas de 1531, 1607 y 1682 eran del mismo cuerpo y predijera con éxito su regreso en 1759 mediante el cálculo de su órbita, ese cometa pasó a ser conocido como cometa Halley. De manera similar, el segundo y tercer cometa periódico conocido, el cometa de Encke y el cometa de Biela, recibieron su nombre de los astrónomos que calcularon sus órbitas en lugar de sus descubridores originales. Más tarde, los cometas periódicos generalmente recibieron el nombre de sus descubridores, pero los cometas que habían aparecido solo una vez continuaron siendo referidos por el año de su aparición.

A principios del siglo XX, la convención de nombrar a los cometas en honor a sus descubridores se hizo común, y esto sigue siendo así hoy en día. Un cometa puede llevar el nombre de sus descubridores o de un instrumento o programa que ayudó a encontrarlo. Por ejemplo, en 2019, el astrónomo Gennadiy Borisov observó un cometa que parecía haberse originado fuera del sistema solar; el cometa fue nombrado 2I/Borisov en su honor.

Historia de estudio

Primeras observaciones y pensamientos

El Cometa de Halley apareció en 1066, antes de la Batalla de Hastings, y se representa en la Tapiz Bayeux.

Página de un tratado de Tycho Brahe que representa su visión geocéntrico del Gran Cometa de 1577

De fuentes antiguas, como los huesos del oráculo chino, se sabe que los humanos han observado los cometas durante milenios. Hasta el siglo XVI, los cometas solían ser considerados malos presagios de muertes de reyes o nobles, o de catástrofes venideras, o incluso interpretados como ataques de seres celestiales contra habitantes terrestres.

Aristóteles (384–322 a. C.) fue el primer científico conocido en utilizar varias teorías y hechos de observación para emplear una teoría cosmológica coherente y estructurada de los cometas. Él creía que los cometas eran fenómenos atmosféricos, debido al hecho de que podían aparecer fuera del zodíaco y variar en brillo en el transcurso de unos pocos días. La teoría cometaria de Aristóteles surgió de sus observaciones y de la teoría cosmológica de que todo en el cosmos está dispuesto en una configuración distinta. Parte de esta configuración era una clara separación entre lo celestial y lo terrestre, creyendo que los cometas estaban estrictamente asociados con este último. Según Aristóteles, los cometas deben estar dentro de la esfera de la luna y claramente separados de los cielos. También en el siglo IV a. C., Apolonio de Myndus apoyó la idea de que los cometas se movían como los planetas. La teoría aristotélica sobre los cometas continuó siendo ampliamente aceptada a lo largo de la Edad Media, a pesar de varios descubrimientos de varios individuos que desafiaron aspectos de la misma.

En el siglo I d. C., Séneca el Joven cuestionó la lógica de Aristóteles con respecto a los cometas. Debido a su movimiento regular y su impermeabilidad al viento, no pueden ser atmosféricos y son más permanentes de lo que sugieren sus breves destellos en el cielo. Señaló que solo las colas son transparentes y, por lo tanto, como nubes, y argumentó que no hay razón para limitar sus órbitas al zodíaco. Al criticar a Apolonio de Myndus, Séneca argumenta: "Un cometa atraviesa las regiones superiores del universo y finalmente se vuelve visible cuando alcanza el punto más bajo de su órbita". Si bien Séneca no fue autor de una teoría sustancial propia, sus argumentos provocarían mucho debate entre los críticos de Aristóteles en los siglos XVI y XVII.

También en el siglo I, Plinio el Viejo creía que los cometas estaban relacionados con la inestabilidad política y la muerte. Plinio observó los cometas como "humanos", a menudo describiendo sus colas con "pelo largo". o "barba larga". Su sistema para clasificar los cometas según su color y forma se utilizó durante siglos.

En la India, en el siglo VI, los astrónomos creían que los cometas eran cuerpos celestes que reaparecían periódicamente. Esta fue la opinión expresada en el siglo VI por los astrónomos Varāhamihira y Bhadrabahu, y el astrónomo del siglo X Bhaṭṭotpala enumeró los nombres y los períodos estimados de ciertos cometas, pero no se sabe cómo se calcularon estas cifras o qué tan precisas fueron. En 1301, el pintor italiano Giotto fue la primera persona en retratar con precisión y anatomía un cometa. En su obra Adoración de los magos, la representación de Giotto del cometa Halley en el lugar de la estrella de Belén sería inigualable en precisión hasta el siglo XIX y solo sería superada por la invención de la fotografía.

Las interpretaciones astrológicas de los cometas tomaron precedencia hasta bien entrado el siglo XV, a pesar de que la presencia de la astronomía científica moderna comenzaba a echar raíces. Los cometas continuaron advirtiendo del desastre, como se ve en las crónicas de Luzerner Schilling y en las advertencias del Papa Calixto III. En 1578, el obispo luterano alemán Andreas Celichius definió los cometas como "el humo denso de los pecados humanos... encendido por la ira caliente y ardiente del Juez Supremo Celestial". Al año siguiente, Andreas Dudith afirmó que "si los cometas fueran causados por los pecados de los mortales, nunca faltarían en el cielo".

Enfoque científico

En 1456 se realizaron rudimentarios intentos de medir el paralaje del cometa Halley, pero resultaron erróneos. Regiomontanus fue el primero en intentar calcular la paralaje diurna al observar el gran cometa de 1472. Sus predicciones no fueron muy precisas, pero se realizaron con la esperanza de estimar la distancia de un cometa a la Tierra.

En el siglo XVI, Tycho Brahe y Michael Maestlin demostraron que los cometas deben existir fuera de la atmósfera de la Tierra midiendo la paralaje del Gran Cometa de 1577. Dentro de la precisión de las mediciones, esto implicaba que el cometa debía ser al menos cuatro veces más distante que de la Tierra a la Luna. Basado en observaciones en 1664, Giovanni Borelli registró las longitudes y latitudes de los cometas que observó y sugirió que las órbitas de los cometas pueden ser parabólicas. Galileo Galilei, uno de los astrónomos más renombrados hasta la fecha, incluso intentó escribir sobre cometas en The Assayer. Rechazó las teorías de Brahe sobre la paralaje de los cometas y afirmó que pueden ser una mera ilusión óptica. Intrigado como los primeros científicos estaban por la naturaleza de los cometas, Galileo no pudo evitar lanzar sus propias teorías a pesar de la poca observación personal. El alumno de Maestlin, Johannes Kepler, respondió a estas críticas injustas en su obra Hyperaspistes. Jakob Bernoulli publicó otro intento de explicar los cometas (Conamen Novi Systematis Cometarum) en 1682.

A comienzos del período moderno también tuvo lugar el estudio de los cometas y su significado astrológico en las disciplinas médicas. Muchos curanderos de esta época consideraban que la medicina y la astronomía eran interdisciplinarias y empleaban su conocimiento de los cometas y otros signos astrológicos para diagnosticar y tratar a los pacientes.

Isaac Newton, en su Principia Mathematica de 1687, demostró que un objeto que se mueve bajo la influencia de la gravedad por una ley del inverso del cuadrado debe trazar una órbita con forma de una de las secciones cónicas, y él demostró cómo ajustar la trayectoria de un cometa a través del cielo a una órbita parabólica, usando el cometa de 1680 como ejemplo. Describe los cometas como cuerpos sólidos compactos y duraderos que se mueven en órbitas oblicuas y sus colas como finas corrientes de vapor emitidas por sus núcleos, encendidas o calentadas por el Sol. Sospechaba que los cometas eran el origen del componente del aire que sustenta la vida. También señaló que los cometas suelen aparecer cerca del Sol y, por lo tanto, lo más probable es que lo orbiten. Sobre su luminosidad, afirmó, "Los cometas brillan por la luz del Sol, que ellos reflejan" con sus colas iluminadas por "la luz del Sol reflejada por un humo que surge de [el coma]".

La órbita del cometa de 1680, ajustada a una parabola, como se muestra en Newton Principia

En 1705, Edmond Halley (1656–1742) aplicó el método de Newton a 23 apariciones de cometas que habían ocurrido entre 1337 y 1698. Señaló que tres de ellos, los cometas de 1531, 1607 y 1682, habían elementos orbitales muy similares, y además pudo explicar las ligeras diferencias en sus órbitas en términos de perturbación gravitatoria causada por Júpiter y Saturno. Confiado en que estas tres apariciones habían sido tres apariciones del mismo cometa, predijo que volvería a aparecer en 1758-1759. La fecha prevista de regreso del cometa fue refinada más tarde por un equipo de tres matemáticos franceses: Alexis Clairaut, Joseph Lalande y Nicole-Reine Lepaute, quienes predijeron la fecha del perihelio de 1759 del cometa con una precisión de un mes. precisión. Cuando el cometa regresó como se predijo, se le conoció como cometa Halley.

Ya en el siglo XVIII, algunos científicos habían formulado hipótesis correctas sobre los cometas' composición física. En 1755, Immanuel Kant planteó la hipótesis en su Universal Natural History de que los cometas se condensaron a partir de "materia primitiva" más allá de los planetas conocidos, que está "débilmente movido" por la gravedad, luego orbitan con inclinaciones arbitrarias y son parcialmente vaporizados por el calor del Sol cuando se acercan al perihelio. En 1836, el matemático alemán Friedrich Wilhelm Bessel, después de observar corrientes de vapor durante la aparición del cometa Halley en 1835, propuso que las fuerzas del chorro del material en evaporación podrían ser lo suficientemente grandes como para alterar significativamente la órbita de un cometa., y argumentó que los movimientos no gravitacionales del cometa de Encke resultaron de este fenómeno.

En el siglo XIX, el Observatorio Astronómico de Padova fue un epicentro en el estudio observacional de los cometas. Dirigido por Giovanni Santini (1787–1877) y seguido por Giuseppe Lorenzoni (1843–1914), este observatorio se dedicó a la astronomía clásica, principalmente al cálculo de la órbita de nuevos cometas y planetas, con el objetivo de compilar un catálogo de casi diez mil estrellas.. Situado en la parte norte de Italia, las observaciones de este observatorio fueron clave para establecer importantes cálculos geodésicos, geográficos y astronómicos, como la diferencia de longitud entre Milán y Padua, así como entre Padua y Fiume. Además de estas observaciones geográficas, la correspondencia dentro del observatorio, particularmente entre Santini y otro astrónomo Giuseppe Toaldo, sobre la importancia de las observaciones orbitales de cometas y planetas.

En 1950, Fred Lawrence Whipple propuso que, en lugar de ser objetos rocosos que contenían algo de hielo, los cometas eran objetos helados que contenían algo de polvo y roca. Esta "bola de nieve sucia" El modelo pronto fue aceptado y parecía estar respaldado por las observaciones de una flota de naves espaciales (incluida la sonda Giotto de la Agencia Espacial Europea y la Vega 1< de la Unión Soviética /i> y Vega 2) que sobrevoló la coma del cometa Halley en 1986, fotografió el núcleo y observó chorros de material en evaporación.

El 22 de enero de 2014, los científicos de la ESA informaron de la detección, por primera vez definitiva, de vapor de agua en el planeta enano Ceres, el objeto más grande del cinturón de asteroides. La detección se realizó utilizando las capacidades de infrarrojo lejano del Observatorio Espacial Herschel. El hallazgo es inesperado porque se suele considerar que los cometas, no los asteroides, "propulsan chorros y columnas". Según uno de los científicos, "las líneas se vuelven cada vez más borrosas entre los cometas y los asteroides". El 11 de agosto de 2014, los astrónomos publicaron estudios, usando el Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) por primera vez, que detallaron la distribución de HCN, HNC, H2CO y polvo dentro de las comas de los cometas C/2012 F6 (Lemmon) y C/2012 S1 (ISON).

Misiones de naves espaciales

• La Halley Armada describe la colección de misiones de naves espaciales que visitaron y/o hicieron observaciones del perihelio del cometa de Halley de 1980. El transbordador espacial Challenger estaba destinado a hacer un estudio del Cometa de Halley en 1986, pero explotó poco después de ser lanzado.
• Impacto profundo. Continúa el debate sobre cuánto hielo hay en un cometa. En 2001 Espacio profundo 1 nave espacial obtuvo imágenes de alta resolución de la superficie de Comet Borrelly. Se encontró que la superficie del cometa Borrelly es caliente y seca, con una temperatura de entre 26 a 71 °C (79 a 160 °F), y extremadamente oscura, sugiriendo que el hielo ha sido removido por la calefacción solar y la maduración, o está oculto por el material similar al hollín que cubre Borrelly. En julio de 2005, Impacto profundo la sonda voló un cráter en Comet Tempel 1 para estudiar su interior. Los resultados obtenidos sugieren que la mayoría del hielo de agua del cometa está por debajo de la superficie y que estos embalses alimentan los chorros de agua vaporizada que forman el coma de Tempel 1. Renombrado EPOXI, hizo un flyby de Comet Hartley 2 el 4 de noviembre de 2010.
• Ulises. En 2007, la sonda Ulysses pasó inesperadamente por la cola del cometa C/2006 P1 (McNaught) que fue descubierto en 2006. Ulysses fue lanzado en 1990 y la misión prevista fue que Ulysses orbitara alrededor del sol para estudiar más a fondo en todas las latitudes.
• Stardust. Datos de la misión Stardust muestran que los materiales recuperados de la cola de Wild 2 eran cristalinos y sólo podían haber sido "nacidos en fuego", a temperaturas extremadamente altas de más de 1.000 °C (1,830 °F). Aunque los cometas formados en el Sistema Solar exterior, se cree que la mezcla radial de material durante la formación temprana del Sistema Solar ha redistribuido material a lo largo del disco protoplanetario. Como resultado, los cometas también contienen granos cristalinos que se formaron en el sistema solar interior temprano y caliente. Esto se ve en el espectro de cometas, así como en las misiones de retorno de muestras. Más reciente aún, los materiales recuperados demuestran que el "polvo común se asemeja a los materiales de asteroides". Estos nuevos resultados han obligado a los científicos a repensar la naturaleza de los cometas y su distinción de asteroides.
• Rosetta. El Rosetta Probe orbitó Comet Churyumov–Gerasimenko. On 12 November 2014, its lander Philae aterrizó exitosamente en la superficie del cometa, la primera vez que una nave espacial ha aterrizado en tal objeto en la historia.

Clasificación

Grandes cometas

Corte de madera del gran cometa de 1577

Aproximadamente una vez por década, un cometa se vuelve lo suficientemente brillante como para ser detectado por un observador casual, lo que hace que estos cometas sean designados como grandes cometas. Predecir si un cometa se convertirá en un gran cometa es muy difícil, ya que muchos factores pueden hacer que el brillo de un cometa se aparte drásticamente de las predicciones. Hablando en términos generales, si un cometa tiene un núcleo grande y activo, pasará cerca del Sol y no será oscurecido por el Sol visto desde la Tierra cuando esté en su punto más brillante, tiene la posibilidad de convertirse en un gran cometa. Sin embargo, el cometa Kohoutek en 1973 cumplió con todos los criterios y se esperaba que se volviera espectacular, pero no lo logró. El cometa West, que apareció tres años después, tenía expectativas mucho más bajas pero se convirtió en un cometa extremadamente impresionante.

El Gran Cometa de 1577 es un ejemplo bien conocido de un gran cometa. Pasó cerca de la Tierra como un cometa no periódico y fue visto por muchos, incluidos los conocidos astrónomos Tycho Brahe y Taqi ad-Din. Las observaciones de este cometa llevaron a varios hallazgos significativos con respecto a la ciencia cometaria, especialmente para Brahe.

A finales del siglo XX se produjo un largo período sin la aparición de ningún gran cometa, seguido de la llegada de dos en rápida sucesión: el cometa Hyakutake en 1996, seguido del Hale-Bopp, que alcanzó su máximo brillo en 1997 después de haber descubierto dos años antes El primer gran cometa del siglo XXI fue C/2006 P1 (McNaught), que se hizo visible a simple vista en enero de 2007. Fue el más brillante en más de 40 años.

Cometas rozando el sol

Un cometa que roza el Sol es un cometa que pasa extremadamente cerca del Sol en el perihelio, generalmente dentro de unos pocos millones de kilómetros. Aunque los raspadores solares pequeños pueden evaporarse por completo durante un acercamiento tan cercano al Sol, los raspadores solares más grandes pueden sobrevivir a muchos pasajes del perihelio. Sin embargo, las fuertes fuerzas de marea que experimentan a menudo conducen a su fragmentación.

Alrededor del 90 % de los rascadores solares observados con SOHO son miembros del grupo Kreutz, que se originan a partir de un cometa gigante que se dividió en muchos cometas más pequeños durante su primer paso por el Sistema Solar interior. El resto contiene algunos cometas esporádicos, pero entre ellos se han identificado otros cuatro grupos de cometas relacionados: los grupos Kracht, Kracht 2a, Marsden y Meyer. Los grupos Marsden y Kracht parecen estar relacionados con el cometa 96P/Machholz, que también es el padre de dos corrientes de meteoritos, las Cuadrántidas y las Ariétidas.

Cometas inusuales

Diagrama de Euler mostrando los tipos de cuerpos en el Sistema Solar

De los miles de cometas conocidos, algunos exhiben propiedades inusuales. El cometa Encke (2P/Encke) orbita desde fuera del cinturón de asteroides hasta justo dentro de la órbita del planeta Mercurio, mientras que el cometa 29P/Schwassmann–Wachmann actualmente viaja en una órbita casi circular enteramente entre las órbitas de Júpiter y Saturno. 2060 Chiron, cuya órbita inestable se encuentra entre Saturno y Urano, se clasificó originalmente como un asteroide hasta que se notó un leve coma. De manera similar, el cometa Shoemaker–Levy 2 se designó originalmente como asteroide 1990 UL₃.

Más grande

El cometa periódico más grande conocido es 95P/Chiron, de 200 km de diámetro, que llega al perihelio cada 50 años justo dentro de la órbita de Saturno a 8 AU. Se sospecha que el cometa de la nube de Oort más grande conocido es el cometa Bernardinelli-Bernstein a ≈150 km que no llegará al perihelio hasta enero de 2031, justo fuera de la órbita de Saturno a las 11 AU. Se estima que el cometa de 1729 tenía ≈100 km de diámetro y llegó al perihelio dentro de la órbita de Júpiter a las 4 UA.

Centauros

Los centauros suelen comportarse con características tanto de asteroides como de cometas. Los centauros se pueden clasificar como cometas como 60558 Echeclus y 166P/NEAT. 166P/NEAT se descubrió mientras mostraba coma, por lo que se clasifica como cometa a pesar de su órbita, y 60558 Echeclus se descubrió sin coma, pero luego se activó y luego se clasificó como cometa y asteroide (174P/Echeclus).). Un plan para Cassini consistía en enviarlo a un centauro, pero la NASA decidió destruirlo.

Observación

Un cometa se puede descubrir fotográficamente usando un telescopio de campo amplio o visualmente con binoculares. Sin embargo, incluso sin acceso a equipos ópticos, todavía es posible que el astrónomo aficionado descubra en línea un cometa que roza el Sol descargando imágenes acumuladas por algunos observatorios satelitales como SOHO. El cometa número 2000 de SOHO fue descubierto por el astrónomo aficionado polaco Michał Kusiak el 26 de diciembre de 2010 y ambos descubridores de Hale-Bopp utilizaron equipos de aficionados (aunque Hale no era un aficionado).

Perdida