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Articulo de referencia

Cola de cometa

Diagrama de un cometa que muestra la cola de polvo , la cola de gas o iones y la estela de polvo . El Gran Cometa de 2024 con cola (izquierda) y anticola visible La cola de un c...

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Diagrama de un cometa que muestra la cola de polvo , la cola de gas o iones y la estela de polvo .
El Gran Cometa de 2024 con cola (izquierda) y anticola visible

La cola de un cometa es una proyección de material que suele hacerse visible cuando el Sol la ilumina mientras el cometa atraviesa el sistema solar interior . A medida que un cometa se acerca al Sol, la radiación solar provoca que los materiales volátiles de su interior se vaporicen y salgan del núcleo del cometa , arrastrando consigo polvo.

Impulsados ​​por el viento solar , estos materiales suelen formar dos colas separadas que se extienden desde la órbita del cometa: la cola de polvo , compuesta de polvo cometario , y la cola de gas o iones, compuesta de gases ionizados . Se hacen visibles mediante mecanismos diferentes: la cola de polvo refleja la luz solar directamente, mientras que la cola de gas brilla debido a la ionización.

En ocasiones, las posiciones relativas de la Tierra, el Sol y el cometa son tales que parte de la cola de polvo parece estar en la dirección hacia el Sol formando una anticola [ 1 ] que se extiende en la dirección opuesta a la de la cola principal.

Para algunos cometas, las partículas de polvo más grandes que se ven menos afectadas por el viento solar pueden persistir a lo largo de la trayectoria del cometa formando una estela de polvo cometario que, si se cruza con la órbita de la Tierra, puede producir una lluvia de meteoros . Las estelas de polvo se han observado principalmente de forma directa mediante naves espaciales [ 2 ] [ 3 ] , pero en algunos casos han sido capturadas por observadores terrestres [ 4 ] [ 5 ] .

Formación de cola

Diagrama de la órbita de un cometa que muestra cómo se desarrollan las colas de gas y polvo a medida que el cometa pasa cerca del Sol.

En el sistema solar exterior , los cometas permanecen congelados y son extremadamente difíciles o imposibles de detectar desde la Tierra debido a su pequeño tamaño. Se han reportado detecciones estadísticas de núcleos de cometas inactivos en el cinturón de Kuiper a partir de las observaciones del Telescopio Espacial Hubble , [ 6 ] [ 7 ] pero estas detecciones han sido cuestionadas, [ 8 ] [ 9 ] y aún no han sido confirmadas de forma independiente. A medida que 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, arrastrando polvo consigo. Las corrientes de polvo y gas así liberadas forman una atmósfera enorme y extremadamente tenue alrededor del cometa llamada coma , y ​​la fuerza ejercida sobre la coma por la presión de radiación del Sol y el viento solar hace que se forme una enorme cola , que apunta en dirección opuesta al Sol.

Las corrientes de polvo y gas forman cada una su propia cola distintiva, que apunta en direcciones ligeramente diferentes. La cola de gas o de iones , que sigue las líneas del campo magnético, es bastante estrecha y recta. Después del perihelio, la cola de polvo del cometa puede curvarse considerablemente, hasta tal punto que, vista desde la perspectiva de la Tierra, partes de ella parecen estar en el lado del núcleo orientado hacia el Sol, formando lo que se conoce como una anticola o cola anómala. [ 10 ]

Tamaño

Animación de la cola de un cometa

Si bien el núcleo sólido de los cometas generalmente tiene menos de 30  km de diámetro, la coma puede ser más grande que el Sol, y se ha observado que las colas de iones se extienden 3,8 unidades astronómicas (570 Gm ; 350 × 10 ^ 6 mi ) . [ 11 ]  

Estructura de la cola del ion

El cometa C/2025 A6 (Lemmon) con su cola, tal como se vio en octubre de 2025.

La estructura de la cola iónica es el resultado de complejas interacciones entre el Sol y el cometa. La radiación ultravioleta ioniza las moléculas de la coma, formando plasma que, a su vez, induce una magnetosfera alrededor del cometa. El cometa y su campo magnético inducido forman un obstáculo para las partículas del viento solar . El cometa es supersónico con respecto al viento solar, por lo que se forma una onda de choque frontal aguas arriba del cometa (es decir, frente al Sol), en la dirección del flujo del viento solar. En esta onda de choque frontal, grandes concentraciones de iones cometarios (llamados "iones de captura") se congregan y actúan para "cargar" el campo magnético solar con plasma . Las líneas de campo "envuelven" al cometa formando la cola iónica. [ 12 ] : 898

Pérdida de cola

El cometa Encke pierde su cola.

Si la carga de la cola iónica es suficiente, las líneas del campo magnético se comprimen hasta el punto en que, a cierta distancia a lo largo de la cola iónica, se produce una reconexión magnética . Esto conduce a un "evento de desconexión de la cola". [ 12 ] Esto se ha observado en varias ocasiones, entre las que destaca el 20 de abril de 2007, cuando la cola iónica del cometa Encke se separó por completo al pasar el cometa a través de una eyección de masa coronal . [ 13 ] Este evento fue observado por la nave espacial STEREO . [ 14 ] También se observó un evento de desconexión con C/2009 R1 (McNaught) el 26 de mayo de 2010. [ 15 ]

Análogos

Venus posee una cola similar debido a la magnetosfera inducida formada por la interacción del viento solar con la atmósfera venusina. El 29 de enero de 2013, científicos de la ESA informaron que la ionosfera del planeta Venus fluye hacia afuera de manera similar a "la cola de iones que se observa fluyendo desde un cometa en condiciones similares". [ 16 ] [ 17 ] Si bien Mercurio carece de atmósfera, la misión MESSENGER observó magnesio y sodio fluyendo desde el planeta, a lo largo de las líneas del campo magnético que se extienden detrás del planeta, convirtiéndolos en los componentes principales de la magnetocola de Mercurio . [ 18 ]

Estructura de cola de polvo

Diagrama de Finson-Probstein para el cometa C/1956 R1 (Arend-Roland) el 28 de abril de 1957, visto desde arriba en el plano orbital.
Diagrama de Finson-Probstein para el cometa C/1956 R1 (Arend-Roland) el 28 de abril de 1957 visto desde la Tierra.

Las partículas de polvo emitidas por el núcleo de un cometa son sometidas a la fuerza de atracción de la gravedad.Fgravedad{\displaystyle F_{\textrm {grav}}}y la fuerza repulsiva de la radiación solar ,Frad{\displaystyle F_{\textrm {rad}}}Ambas fuerzas varían como el inverso del cuadrado de la distancia al Sol. El efecto neto es que una partícula de polvo emitida experimenta una reducción efectiva en la fuerza de gravedad parametrizada porβ=Frad/Fgravedad{\displaystyle \beta =F_{\textrm {rad}}/F_{\textrm {grav}}}y al abandonar la vecindad del núcleo del cometa sigue su propia órbita kepleriana individual. Las partículas de polvo más grandes y pesadas se ven menos afectadas por la presión de la radiación solar y se caracterizan por valores más pequeños deβ{\displaystyle \beta }.

En 1968, Finson y Probstein [ 19 ] desarrollaron un modelo efectivo para las propiedades observables de la cola de un cometa. Su método se basa en combinar una función para la tasa de producción de polvo del núcleo con funciones para la distribución de tamaño de las partículas y su distribución de velocidad de eyección. [ 20 ] Aplicaron sus métodos al cometa C/1956 R1 (Arend-Roland). [ 21 ] Su primer artículo estableció un marco para calcular las trayectorias del cometa y las partículas de polvo eyectadas. Sekanina empleó este enfoque para predecir con éxito la aparición de anticolas en los cometas C/1973 E1 (Kohoutek) [ 22 ] y C/1975 V2 (Bradfield). [ 23 ]

El diagrama de Finson-Probstein (FP) de la derecha corresponde al cometa Arend-Roland el 28 de abril de 1957, aproximadamente dos días después de que la Tierra cruzara su plano orbital. La vista es desde arriba, sobre el plano orbital. Las líneas continuas son sincronas, que representan corrientes de partículas emitidas simultáneamente con partículas más pequeñas y ligeras (aquellas con mayorβ{\displaystyle \beta }) viajando más lejos del núcleo. Los sincronos están etiquetados con el tiempo en días desde su emisión. Las líneas punteadas representan sindinos que conectan partículas de polvo con el mismo valor deβ{\displaystyle \beta }emitidos en diferentes momentos del pasado. Los sincronizadores están etiquetados conβ{\displaystyle \beta }Las flechas azules y naranjas indican la dirección de la Tierra y del Sol, respectivamente. La órbita del cometa se muestra en gris.

El otro diagrama FP muestra la vista desde la Tierra. Ambos diagramas FP fueron trazados previamente por Sekanina. [ 22 ] Nótese, desde esta perspectiva, que parte de la cola de polvo aparece en dirección al Sol desde el núcleo, lo que produce una anticola. Hay una acumulación considerable de sincronas más antiguas que producen el borde nítido observado en la anticola. Las sincronas más jóvenes también están agrupadas, mientras que las de edades intermedias se extienden sobre una amplia área del cielo, lo que hace que la cola sea más tenue en esta región y da la impresión de que está dividida en una rama principal y una rama hacia el Sol.

Estructura del escote

Trayectorias de partículas de polvo pesado expulsadas del núcleo del cometa.
Animación que muestra la evolución de una capa de partículas de polvo con beta=0,03 eyectada del cometa C/1956 R1 (Arend-Roland) a una velocidad de 360 ​​m/s el 17 de marzo de 1957 a las 21:36 UT.

Las partículas de polvo expulsadas isotrópicamente del núcleo de los cometas siguen su propia órbita kepleriana , cada una especificada por su propio conjunto de elementos orbitales . Las órbitas, en general, están inclinadas al plano orbital del cometa y las partículas inicialmente se alejarán de él. Sin embargo, al llegar a un punto en su órbita al otro lado del Sol desde donde fueron expulsadas, habrán regresado y cruzado el plano orbital. Esto sucede cuando la verdadera anomalía de la partícula de polvo ,ν{\displaystyle \nu }ha aumentado en 180∘{\displaystyle ^{\circ }} (π{\displaystyle \pi }radianes) desde su valor inicial en la eyección. El cruce se describe como alcanzar su segundo nodo . Este comportamiento se representa estilísticamente en el diagrama. En él, el Sol es la bola naranja y el núcleo del cometa se muestra en verde. El plano orbital está sombreado en azul y la órbita del cometa se muestra en gris. La capa eyectada de partículas de polvo permanece esférica solo por un corto período de tiempo y pronto se vuelve elipsoidal. Mientras continúa expandiéndose en direcciones paralelas al plano orbital, alcanza una extensión máxima perpendicular al plano antes de contraerse para convertirse en una elipse plana a medida que las partículas de polvo pasan a través del plano orbital en sus segundos nodos. Después de eso, el elipsoide se expande nuevamente. La animación muestra una simulación de Montecarlo para una capa de 2000 partículas de polvo conβ{\displaystyle \beta }=0,03 eyectado por C/1956 R1 (Arend-Roland) a una velocidad de 360  ​​m/s el 17 de marzo de 1957 a las 21:36 UT, visto por un observador que seguía al cometa fuera de su órbita y miraba en dirección al Sol. El tiempo transcurrido desde la eyección,ΔT{\displaystyle \Delta T}y verdadera anomalía ,ν{\displaystyle \nu }, se muestran. [ 24 ]

Capas de partículas de polvo con diferentes valores deβ{\displaystyle \beta }forman sus propias elipses planas distintas ligeramente desplazadas entre sí y se conocen colectivamente como la estructura de la línea del cuello (NLS). Un par de características notables de estas elipses. Su borde exterior está formado por partículas eyectadas paralelas al plano orbital. Una partícula con el mismo valor deβ{\displaystyle \beta }La radiación emitida desde el núcleo a velocidad relativa cero se ubicaría en el centro geométrico de la elipse. Por lo tanto, el centro de la elipse se sitúa en la intersección de la síncrona y la sindina asociadas. En consecuencia, gran parte de la NLS suele estar incrustada en la cola de polvo normal. La NLS solo puede formarse después del paso por el perihelio, y su forma plana implica que se observa mejor de canto cuando la Tierra cruza el plano orbital del cometa.

Diagrama de Finson-Probstein y estructura del cuello del cometa C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) el 14 de octubre de 2024, visto desde arriba en el plano orbital.

El diagrama FP para el cometa C/2023 A3 (Tsuchinshan-ATLAS) se muestra para el 14 de octubre de 2024 a las 18:30 UT cuando la Tierra cruzó su plano orbital. También se muestran elipses planas rojas, naranjas, amarillas, verdes y azules para partículas de polvo conβ{\displaystyle \beta }= 0,01, 0,02, 0,03, 0,04 y 0,05 respectivamente eyectados 64,5 días antes. La mayor parte de la NLS se encuentra fuera de la órbita del cometa (en el lado opuesto al Sol), pero algunas de las partículas de polvo más pesadas se encuentran en un pico más corto en el lado del Sol. El pico hacia el Sol es corto (unos pocos minutos de arco a medio grado) mientras que la característica hacia la cola puede ser mucho más larga (varios grados). [ 25 ] Pansecchi et al [ 26 ] acuñaron el términopico hacia el sol (SWS) para esa parte de la NLS que cae en el lado hacia el sol de la órbita yEstructura en forma de rayo (RSS) para el resto. Debido a que generalmente se observa proyectada sobre la cola de polvo normal, los primeros intentos requirieron mediciones microdensitométricas cuidadosas de placas fotográficas. [ 26 ] [ 27 ]

Anticola

El término anticola puede resultar ambiguo, pero aquí se utilizará para referirse a cualquier extensión similar a una cola que se observe emanando del núcleo del cometa en dirección al Sol. Existen diversos mecanismos que provocan la aparición de una anticola orientada hacia el Sol.

Anticola por proyección

El cometa C/1956 R1 (Arend-Roland) en 1957, [ 28 ] alcanzó visibilidad a simple vista en el cielo vespertino a finales de abril y principios de mayo de 1957. Alrededor del 25 de abril desarrolló un estrecho pico hacia el sol que se podía rastrear hasta 15∘{\displaystyle ^{\circ }}desde el núcleo. Tras fotografiar el cometa con el telescopio Schmidt de 24-36 pulgadas desde Portage Lake, Michigan, FD Miller sugirió que el pico era en realidad una cola en forma de abanico vista de canto cuando la Tierra cruzaba el plano orbital del cometa. [ 29 ] La estrechez del pico orientado hacia el Sol implicaba que sus partículas de polvo constituyentes se emitían desde el núcleo con una velocidad relativa muy pequeña. [ 30 ]

Los diagramas FP anteriores demuestran las condiciones que dieron origen a la anticola orientada hacia el Sol. Tras el paso del cometa por el perihelio el 7 de abril de 1957, las sincronas se curvaron notablemente, hasta tal punto que, para un observador terrestre, parecen estar orientadas hacia el Sol. Esto se debe a las posiciones relativas de la Tierra, el Sol y el cometa. En realidad, las partículas de la cola de polvo se encuentran en una fina lámina cerca del plano orbital del cometa, en el lado opuesto a la órbita solar. Su visibilidad aumenta al observarlas de canto, lo que ocurrió el 25 de abril, cuando la Tierra pasó por el plano orbital de Arend-Roland. La anticola en este caso es un efecto de perspectiva. [ 1 ]

La proyección es el mecanismo más común que provoca la aparición de una anticola [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] .

Anticola desde la estructura de la línea del cuello

Como se muestra arriba , partículas relativamente grandes y pesadas expulsadas del núcleo con suficiente velocidad pueden cruzar el plano orbital del cometa en su segundo nodo, en un punto dentro de la órbita que forma el SWS . Si la Tierra está en la posición correcta, se verá como un verdadero pico orientado hacia el Sol, que normalmente tendrá menos de medio grado de longitud. [ 25 ]

El resto de la estructura del cuello, el RSS , generalmente está incrustado en la cola de polvo normal del cometa y puede participar en la formación de una anticola por proyección. Puede mejorar la visibilidad del pico hacia el sol cuando está presente, lo cual no siempre es el caso. Por ejemplo, el cometa C/2022 E3 (ZTF) [ 34 ] mostró una larga anticola hacia el sol cuando la Tierra cruzó su plano orbital el 23 de enero de 2023. La verdadera anomalía ,ν{\displaystyle \nu }eran solo las 12.25∘{\displaystyle ^{\circ }}Para que se formara una estructura en forma de cuello, las partículas de polvo habrían tenido que ser emitidas cuando el cometa se encontraba a casi 100 UA del Sol y estaba inactivo. Por lo tanto, no podría haber existido ninguna estructura en forma de cuello.

El cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp) fue visible durante 18 meses y su estructura del cuello (NLS) fue un caso excepcional. El 3 de enero de 1998, el cometa se encontraba en su trayectoria de salida, luciendo una cola normal corta y recta que se alejaba del Sol y de la Tierra. Las partículas de polvo que formaban la NLS habrían sido expulsadas casi un año antes, mucho más tiempo que el de las partículas que normalmente componen la cola de polvo normal. La NLS se había expandido considerablemente, estaba bien separada espacialmente de la cola normal y cruzaba la órbita del cometa casi en ángulo recto. Fotografías tomadas por el telescopio Schmidt de 1 m del ESO en La Silla, Chile, mostraron una larga y estrecha franja de material que se extendía desde el lado del núcleo orientado hacia el Sol, a través de la cola normal y más allá. [ 25 ]

Anticola de nieve desde una línea de nieve anisotrópica

Se observó por primera vez un fenómeno que conduce a la formación de una anticola orientada hacia el Sol en el cometa interestelar 3I/ATLAS [ 35 ] . El núcleo del cometa se calienta más en el lado que mira al Sol, lo que provoca una mayor tasa de sublimación de los hielos en su superficie. Esto, a su vez, produce la eyección de granos de hielo más grandes que persisten durante más tiempo antes de sublimarse que los eyectados en otras partes, y genera una línea de nieve asimétrica que se extiende más en dirección al Sol. [ 36 ]

Otros cometas notables que mostraron anticolas incluyen Kohoutek en 1973 [ 37 ] , el cometa Halley (1P/Halley), [ 38 ] C/1999 H1 (Lee) en 1999, [ 39 ] Lulin en 2009, PANSTARRS y 12P/Pons–Brooks y C/2023 A3 Tsuchinshan–ATLAS en 2024,. [ 40 ] [ 41 ]

rastros de polvo

Las estelas de polvo cometario son corrientes de granos grandes (>0,1 mm) de larga duración, eyectadas de los núcleos de los cometas a bajas velocidades y que siguen de cerca su trayectoria orbital. Estos granos grandes emiten calor con mayor eficacia que la dispersión de la luz solar en longitudes de onda visibles. Las estelas de polvo fueron observadas por primera vez directamente por el Satélite Astronómico Infrarrojo (IRAS) [ 2 ] y posteriormente por el Telescopio Espacial Spitzer [ 42 ] . Hasta 2021, se conocían 44 cometas con estelas de polvo [ 3 ] .

Las vistas de amplio campo y los largos tiempos de cointegración proporcionados por el Satélite de Sondeo de Exoplanetas en Tránsito (TESS) han dado lugar a varios descubrimientos de rastros de polvo y potencialmente producirán muchos más. [ 43 ]

Algunos observadores terrestres han logrado capturar imágenes de estelas de polvo cometario [ 4 ] [ 5 ] .

Las estelas de polvo que se cruzan con la órbita de la Tierra pueden producir lluvias de meteoritos recurrentes . [ 44 ] [ 45 ]

Referencias

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  • Los diagramas de Finson-Probstein para cometas vistos desde la Tierra se pueden generar en línea utilizando la herramienta Comet-toolbox de J.-B. Vincent.
  • Página de cometas en la sección de Exploración del Sistema Solar de la NASA.
  • Revista trimestral internacional sobre cometas en Harvard.edu
  • Fotografía de 1957 del cometa Arend-Roland que muestra una prominente anticola.