Si hace un año por las mismas fechas era Lovejoy (ver nota prensa IAC) ahora, el cometa de Navidad es Catalina C/2013 US10. No es uno más porque él es “nuevo”, especial y muy interesante para conocimiento astronómico. Residía en la nube de Oort (nube esférica que rodea el Sistema Solar a una distancia aproximada de un año luz del Sol). Un “empujón gravitatorio”, producido por el paso de alguna estrella cercana, lo precipitó al Sistema Solar interior. Es un mensajero veraz cargado de información de primera mano sobre los tiempos primordiales del Sistema Solar. Los cálculos dinámicos indican que tiene una gran velocidad y, por ello, sabemos que escapará de la atracción solar y se adentrará en el espacio interestelar. Catalina es, pues, un objeto errante entre las estrellas.
Sólo disponemos de un par de meses para conocerlo. El cometa “nuevo” sólo se asomará una vez por estas latitudes. El suyo es un viaje sin retorno.
Desde el Observatorio del Teide varios telescopios lo intentarán. Ya se hizo con Lovejoy. El resultado fue satisfactorio y hoy sabemos que el día “Lovejoyiano” dura 18 horas (Serra-Ricart & Licandro, 2015ApJ, 814, 49S).
Desde principios de diciembre de 2015, Catalina es visible en el Hemisferio Norte, un par de horas antes del amanecer. A partir de la primera semana de enero, coincidiendo con la disminución de brillo lunar (luna nueva 10 de enero), las condiciones de observación del cometa serán óptimas. El objeto se dejará ver desde medianoche hasta la salida de Sol desde un lugar oscuro, por supuesto. Debemos disponer de una carta celeste para localizar la posición de Catalina pues su posición en el cielo varía día a día. Aunque es complicado predecir cuál será la evolución de su brillo, las últimas predicciones indican que el cometa puede alcanzar una magnitud aparente de alrededor de +5 (visible a simple vista). Será posible distinguir la zona central del cometa (ver figura 1) mientras que para observar detalles es recomendable usar unos pequeños prismáticos.
Sin lugar a dudas, la espectacularidad de los cometas reside en sus colas. Como Catalina proviene de la Nube de Oort, a esa distancia la radiación solar es mínima y las temperaturas no superan los -260ºC, por lo que todos los compuestos volátiles de los cometas (agua H2O y monóxido/dióxido de carbono CO y CO2 principalmente) se encuentran en estado sólido en el núcleo cometario (sus diámetros oscilan alrededor de los 10 km).
Al acercarse al Sol, las temperaturas aumentan progresivamente y los gases subliman (pasan de sólidos a gases directamente) arrastrando polvo -incluso pequeñas piedras- y formando una atmósfera alrededor del cometa (coma) y, posteriormente, las colas (iónica y de polvo). 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 cometa, el ángulo de visión y su eje de rotación, los jets pueden adoptar distintas formas que van desde abanicos hasta espirales (jets de gas de Lovejoy). La luz que emite el cometa proviene de tres principales fuentes (ver imagen): luz solar reflejada en las partículas de polvo que componen la coma y cola de polvo. Esta luz es blanca o ligeramente amarilla; emisión por fluorescencia de los gases que componen la coma (cianógeno CN y los carbonos diatómico C2 y triatómico C3 ) al ser bombardeados por la radiación solar ultravioleta, emisión que tiene su máximo en el verde (ver parte central del cometa); y emisión por fluorescencia de los gases que componen la cola iónica. Debido a que el ion más común, CO+, dispersa la luz azul mejor que la roja, la cola de iones adopta una coloración azulada.
Los cometas poseen, normalmente, dos colas. Repasemos sus principales características.
La energética radiación solar ultravioleta puede ionizar los gases sublimados desde el núcleo y que forman la coma (por ejemplo el CO se transforma en CO+). Los campos magnéticos asociados al viento solar arrastrarán a los iones formando una larga cola, la cola iónica (tipo I), en dirección contraria al Sol (en el caso de Lovejoy, su longitud alcanzó los 25 millones de km, recordemos que la distancia media de Mercurio al Sol es de 58 millones de km). 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 (ver parte superior de la imagen). Si observamos la cola de forma continuada comprobamos su variación, 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 (movimientos cola iónica del Cometa Lovejoy).
La cola de polvo (tipo II) 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 amarillo (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). Las mayores partículas quedarán atrapadas en la órbita del cometa formando los enjambres de meteoroides, origen de las lluvias de estrellas.
Este artículo ha sido publicado en la versión digital del periódico El País/Materia con fecha 4 de enero de 2016: http://elpais.com/elpais/2015/12/30/ciencia/1451500082_983629.html
Autores:
Miquel Serra-Ricart (Instituto de Astrofísica de Canarias, IAC)
Christoph Kuckein ( sky-live.tv)
