El cometa Lovejoy sigue el camino hacia el perihelio de su órbita (máximo acercamiento al Sol), que se producirá el próximo 30 de enero. A pesar de que en estos momentos se está alejando de la Tierra (su máxima aproximación o perigeo se produjo el pasado 7 de enero), sigue siendo un objeto visible a simple vista (su magnitud se mantiene alrededor de 4) debido a su alta actividad.
Desde el punto de vista astronómico, estos días estamos viviendo los momentos más espectaculares que puede ofrecernos un cometa, y Lovejoy está lleno de “vida”. Ha pasado de una profunda hibernación -debido a las bajas temperaturas- en la Nube de Oort (su lugar de residencia la mayor parte de su existencia) a una frenética actividad consecuencia del incremento de la radiación solar y, por tanto, a un aumento de la temperatura en su superficie. La actividad cometaria se manifiesta tanto en la coma como en la cola.
Formación de Chorros o jets
El aumento de radiación solar provoca el deshielo (sublimación) de la superficie de Lovejoy, compuesta mayormente por hielo de agua. El gas y las partículas de polvo arrastradas por este forman una “atmósfera cometaria”, denominada coma. En el interior de la coma y con origen en el núcleo del cometa, se forman chorros -o jets- de gas y polvo a modo de gigantescos géiseres. Debido a la combinación de la rotación del objeto, el ángulo de visión y el eje de rotación del cometa, los jets pueden adoptar distintas formas que van desde abanicos hasta espirales (ver figura 1).
Discontinuidades en la cola
Aunque a primera vista la cola del cometa puede parecer una estructura estable, nada más lejos de la realidad. La influencia solar -del viento y la radiación solar- forma la cola (en el caso de Lovejoy su longitud alcanza los 25 millones de km, recordamos que la distancia media de Mercurio al Sol es de 58 millones de km) a partir de los volátiles y polvo de la coma cometaria . Observamos dos tipos principales de colas:
La cola iónica (tipo I)
La energética radiación solar ultravioleta puede ionizar los gases que forman la cola (por ejemplo el CO se transforma en CO+). Los campos magnéticos asociados al viento solar arrastrarán a los iones formando una larga cola en dirección contraria al Sol. Debido a que el ion más común, CO+, dispersa la luz azul mejor que la roja, la cola de iones adopta una coloración azulada. De forma similar a como una tormenta solar puede desencadenar inestabilidades en el campo magnético de la Tierra, y en consecuencia tormentas de auroras en los polos, una tormenta solar que apunte hacia el cometa puede llegar a romper -por unos instantes- la cola cometaria formando pequeñas discontinuidades en la estructura de la cola.
Si observamos la cola de forma continuada comprobamos (ver vídeo) su variación continua, modelada por el campo magnético que gobierna el viento solar. Como si de una bandera se tratara, el viento solar puede “zarandear” la cola del cometa (incluso romperla como le sucedió al Comet Encke).
La cola de polvo (tipo II)
La cola de polvo se compone de partículas de polvo que han sido empujadas fuera de la coma por la presión de radiación solar. Comparándola con la cola de iones, la cola de polvo es morfológicamente difusa y muestra un color blanco o ligeramente rosado (debido a que los granos de polvo reflejan mejor la luz solar de longitudes de onda más largas). Las partículas de polvo liberadas del cometa siguen órbitas independientes alrededor del Sol (esto hace que la cola de polvo se curve en la dirección contraria al movimiento del núcleo cometario).
Secuencia chorros: http://youtu.be/hUBNgHqfSe8
Imágenes de Lovejoy: https://www.flickr.com/search/?w=65131760@N06&q=lovejoy14
