Transcript Que es un cometa?

Cometas
La comprensión de su naturaleza
física.
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. Introducción:
Discusión:
¿Que es un cometa?
-Siglo XVII; Idea mas aceptada: Los cometas
son ‘exhalaciones secas’ o vapores que suben de la Tierra.
-Mas tarde se aceptó su naturaleza ‘celestial’, pero se
asumía que estas exhalaciones, que se condensaban en
cometas, provenían de las atmósferas de los planetas mas
grandes o de otras estrellas.
-Por otro lado, Newton imaginaba un cometa como un
cuerpo formado por vapores liberados por el núcleo.
Al final el punto de vista de este fue correcto, pero la
verdadera naturaleza de los cometas fue debatida por
los siguientes casi tres siglos.
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¿Qué tamaño tiene un cometa?
-La. extendida coma parecía corresponder a cuerpos de
tamaños comparables con el Sol mismo. Tal es así que
Tycho Brahe estimó un diámetro de cerca ¼ el de la Tierra
para el cometa 1577.
-Hasta ese momento no se tenía idea que la coma de gases
se encuentra muy enrarecida y que por lo tanto esta tendría
poca materia.
-En contra de este fondo, Georges Louis Leclerc previó la
formación de planetas como el resultado de la condensación
de material eyectado por el Sol debido a la colisión con un
cometa.
-Kant por otro lado, también creía que los cometas se
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formaban en las partes exteriores de la nebulosa solar y que los
cuerpos formados allí tenderían a tener masas muy grandes
incrementado con la distancia al Sol, por lo tanto los cometas
tendrían masas por lo menos comparables con los planetas
gigantes.
.Tamaños y masas de cometas.
-La idea que los cometas tenían tamaños tipo planetarios no se
pudo sostener por mucho.
En 1805 Laplace pudo encontrar un límite superior a la masa de
los cometas (<1/5000 mtierra) notando que en un encuentro
cercano del cometa Lexell con la Tierra en 1770 no produjo
ninguna perturbación perceptible en el movimiento terrestre.
Por tanto, las “cabezas” y “colas” de los cometas, a pesar de su
gran volumen, son de densidades extremadamente bajas.
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Esto se confirmó también cuando el “Gran Cometa” de 1882
transitó el disco solar y no pudo ser visto, lo que permitió
colocar un límite superior de 70km a su diámetro.
-Hubo muchos otros intentos de obtener masas de cometas,
basados en otros métodos. Por ejemplo, con la base de
presumir perturbaciones mutuas entre las dos componentes
del cometa periódico 3D/Biela; luego de su quiebre en 1846,
Josef von Hepperger estimó en 1906 una masa cometaria de
4.2 x10-7 mtierra. Este valor puede ser hasta unos 3-4
ordenes de magnitud debido a que suponía una perturbación
mayor entre ambos fragmentos.
-La rara ocasión de un pasaje cercano de un cometa provee
una oportunidad única de estimar el tamaño del mismo, de una
manera muy directa. Como ocurrió con el cometa 7P/Pons
Winnecke que pasó a 0.04 UA de la Tierra en 1927 y con la 6
alta resolución de la zona nuclear obtenida durante el encuentro,
permitió a Baldet y Slipher estimar un límite superior de 5km de
diámetro.
-Durante los ’60 y ’70, Elizabeth Roemer llevó a cabo una
extensa y sistematizada determinación de magnitudes nucleares
utilizando placas fotográficas (era pre-CCD). Las imágenes de
gran escala de las placas mostraban la condensación nuclear,
con una pequeña traza de la coma.
Los tamaños estimados por ella probaron ser muy grandes en la
mayoría de los casos debido a que sus magnitudes nucleares
estaban contaminadas por la luz de la coma.
Modelos: “Banco de arena” vs. “Bolas nieve sucias”.
-De su teoría de la captura interestelar de partículas de polvo,
Lyttleton previó la estructura de un cometa como un enjambre7
de partículas de polvo vagamente unidas gravitacionalmente
ocupando un volumen del tamaño de la coma. Demostró, en
realidad, que la mayoría de las partículas describen órbitas
cerradas alrededor del Sol.
Esto es conocido como el modelo de “Banco de arena”.
Lyttleton argumentó que las colisiones entre partículas, especialmente hacia el centro del cometa, durante su acercamiento al
Sol, debería llevar a su pulverización y terminar con material
dividido más finamente, que bajo la influencia de la presión de
radiación solar, sería forzada a ir a la cola causando su forma
característica.
Dificultad: 1° Las observaciones mostraban que la zona nuclear,
que brilla por reflejo solar, es mucho mas pequeña que el tamaño
de la coma, sugiriendo una estructura mucho mas compacta que
la prevista por Lyttleton.
Además observaciones espectroscópicas mostraban que las
proporciones de masa en la coma, en forma de polvo, son 8
extremadamente pequeñas.
2° Que si los cometas estaban constituidos por enjambres de
partículas de polvo, era muy difícil de ver cómo podían resistir
pasajes cercanos al Sol sin sublimarse.
-El modelo de hielo conglomerado de Whipple (1950) previó
el núcleo cometario compuesto por una mezcla de hielos y
partículas de polvo.
De las abundancias solares, y asumiendo un agotamiento
de hidrógeno, helio y neón, Delsemme (1977) derivó una tasa de
polvo primordial (silicatos) a masa de gas (hielos) en cometas
de 0.61 a 0.76.
El modelo de Whipple, también conocido como modelo de
“bola de nieve sucia”, ha sido muy exitoso en explicar muchas
características de los cometas, como por ejemplo, su capacidad
de resistir pasajes cercanos al Sol y las fuerzas no gravitatorias
que producen que las orbitas de los cometas se aparten de 9
aquellas que se obtienen por medios puramente gravitatorios.
Whipple mostró que estas fuerzas surgen de la pérdida no
isotrópica producida por sublimación de los hielos del cometa,
dando lugar a un efecto de retroceso.
En términos generales, el modelo de Whipple fue confirmado
cuando una flotilla internacional de naves espaciales visitó el
cometa Halley en su retorno de 1986 y pudo tomar imágenes de
su núcleo, de forma irregular y dimensiones 15x 7.5 x 7.5 km.
En 2001 las naves de la NASA Deep Space 1 volaron cerca del
núcleo del cometa periódico Borrely mostrando un gran cuerpo
alargado de 8km.
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Figura1. Núcleo de cometa Halley (izquierda) y Borrely (derecha)
-Esencialmente, la principal diferencia entre cometas y asteroides
es que el primero tiene actividad gaseosa debido a la presencia
de material volátil sobre o cerca de la superficie que subliman por
la radiación solar, mientras que el segundo son cuerpos rocosos
inactivos.
-Del cometa 81P/ Wild 2 también se han tomado imágenes de
corta distancia por las naves Stardust. Dos imágenes del núcleo
de aproximadamente 5km de diámetro son mostradas en la Fig2.
Figura Figura2. Cometa 81P/Wild 2 imágenes de la Stardust. Superficie del núcleo 11
descubierto (izq.). Coma de polvo y gas y jets rodeando el núcleo (der.).
-Donn (1963) estimó que la mezcla de hielos y material meteórico
formaría un agregado con una densidad de unos pocos g cm-3.
-Weissman (1986) también propuso una estructura nuclear
formada por un agregado de varios tamaños que el llamó el
modelo ‘pila de escombros’.
Sublimación de volátiles en el núcleo cometario.
La fuente de energía es la radiación solar que ‘cae’ en la
superficie accidentada del núcleo cometario y que crea un
patrón complejo de sombras y áreas iluminadas.
Para simplificar el problema, se asume:
El núcleo es una esfera de radio RN con una superficie suave
enteramente cubierta de material volátil; con albedo de Bond
visual Av (fracción de luz incidente que es dispersada en todas
las direcciones) a distancia heliocéntrica r.
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El albedo de Bond (A) está relacionado con el albedo
geométrico p a través de la relación: A= pq, donde q es una
integral de fase.
Ambos albedos dependen de la longitud de onda y se usara
los albedos Av, pv para la parte visible del espectro.
-La radiación solar incidente se distribuye uniformemente en la
superficie nuclear, aunque esto no sea completamente cierto,
ni para un núcleo que rote muy rápidamente. Se puede
entonces escribir la ecuación de balance energético (por unidad
de área y tiempo) entre la radiación solar y las pérdidas:
i) radiación térmica infrarroja, ii) sublimación de hielos y
iii) conducción del calor dentro del núcleo cometario.
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(1 - Av): Fracción de la luz incidente que es absorbida.
AIR: Alb.de Bond en el infrarrojo (~0 para la mayoría de los hielos)
Fo: 3.16x10-2 cal cm-2 s-1 constante solar.
r: Distancia heliocéntrica en UA.
σ: Cte. Stefan-Boltzmann.
T: Temperatura de equilibrio.
Q: Tasa de sublimación total en molec. s-1
LS: Calor latente de sublimación por mol.
NA: Nro. Avogadro.
к (T): Conductividad térmica del material del cometa.
z: Profundidad.
τ: Profundidad óptica de la coma (gralmente muy pequeña)
Por un lado, la coma de polvo podría absorber y dispersar algo
de luz antes de alcanzar el núcleo, pero puede incluso aumentar
la radiación recibida por el núcleo.
La radiación solar alcanza la superficie nuclear luego de múltiples
dispersiones por las partículas de polvo.
Se omite cualquier extinción en la coma, debido a que son difíciles
de estimar y en general el efecto global, ya sea por atenuación o
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aumento, es siempre pequeño.
Q y T se relacionan mediante:
donde Z= Z(T):tasa de producción de gas en molec. cm-2 s-1
Por teoría cinética de los gases en un modelo de vaporización
(existe balance entre flujo de vaporización y flujo de
condensación en la superficie helada) se obtiene:
mu: unidad de masa atómica.
µ: peso molecular
Pv: presión de vapor saturado.
к: Cte. Boltzmann.
Para moléculas de agua de libre expansión en el vacío a partir
de la sublimación de agua de hielo, la presión de vapor
saturado es dada por:
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A grandes distancias heliocéntricas, la mayor parte de la radiación
que alcanza el núcleo es gastada en re-radiación térmica, por lo
que la temperatura de equilibrio puede ser determinada por un
balance entre la insolación y la re-radiación térmica.
A pequeños r la mayor parte de la radiación solar es gastada en la
sublimación de hielos, lo que significa que la ecuación de balance
térmico puede ser aproximada por:
Que luego de introducir valores numéricos, nos lleva a:
Donde RN está expresada en km y se asume que los hielos de
agua controlan la tasa de sublimación.
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Esta última ecuación muestra que a pequeños r la tasa de
sublimación cambia en proporción con la insolación, es decir, con
r -2. Además implica que toda la superficie del núcleo es sublimada
-En la práctica, una fracción de la superficie del núcleo es
usualmente cubierta por una capa de polvo aislante, por lo que el
área bajo libre sublimación puede ser sustancialmente reducida.
Luego la tasa de producción de gas Q debe ser multiplicada por un
factor f <1 definido como la proporción de área de libre
sublimación a el área de la superficie total del núcleo.
Como ya se dijo la temperatura de la superficie no corresponde a
la temperatura del cuerpo negro, ya que el gas que escapa arrastra
la mayor parte del calor como calor latente de sublimación. Esto
ocurre hasta por lo menos r menores a unas pocas UA.
Bajo estas circunstancias, la temperatura es esencialmente
determinada por el gas que controla la sublimación. Para el H2O
varía entre 210 K a 0.2UA, 190 K a 1UA y 90 K a 10UA, mientras
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que para especies más volátiles como el CO, el rango de
temperatura baja a 30-45 K para el mismo rango de r.
-La Fig. 3 muestra la tasa de sublimación para distintas especies
moleculares que podrían estar presentes en cometas.
Como se nota, todas las candidatas moleculares son más volátiles
que el agua, por lo que se las espera ver en las comas de los
cometas a distancias heliocéntricas mayores que aquellas para la
cual comienza la sublimación del agua, para controlar la tasa total
de sublimación.
-La coma está usualmente bien desarrollada para distancias
heliocéntricas r ≤ 3UA.
Como la temperatura de equilibrio para un cuerpo a r ≈ 3UA es
aproximadamente igual a la temperatura de sublimación del hielo
de agua, la apariencia de una coma bien desarrollada a r pequeños
ha sido tomada como evidencia de que la componente volátil de la
mayoría de los cometas consiste principalmente de hielo de agua.
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Sin embargo, a r ≥ 3UA muchos cometas muestran una actividad
substancial, lo que es principalmente debido a la sublimación del
CO.
Las curvas de luz de los cometas usualmente muestran
asimetrías entre las ramas pre y post perihelio lo que debe ser
causado por los cambios estructurales ocurridos en el núcleo del
cometa cuando se mueve cerca del Sol, como por ejemplo, la
limpieza del manto de polvo aislante, que deja expuesto áreas de
hielos frescos, o por inercia térmica. Estos dos efectos tenderán a
incrementar la actividad gaseosa luego del perihelio como
usualmente se observa. Ver Fig.4.
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Figura 3.
Figura 4.
Observaciones Espectroscópicas.
-El primer espectro de un cometa fue obtenido por el astrónomo
Giovanni Battista Donati quien observó y señaló el espectro del
cometa C/1864 N1 (Tempel).
-El espectro de este mostró las tres emisiones moleculares de la
banda de Swan del C2 que generalmente dominan el espectro de
cometas en la región visible, aunque no fue capaz de identificar
su naturaleza química.
-Luego Huggins observó el espectro de 55P/Tempel-Tuttle
(1865 Y1) y notó que su coma tenía un ancho continuo indicando
que la mayoría de su luz era reflejada de luz solar, coincidiendo
con las anteriores observaciones polarimétricas de Arago quien
mostró que por lo menos parte de la luz proveniente de la cola del
cometa C/1819 N1 estaba polarizada.
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Huggins también observó una brillante banda de emisión
molecular en la coma pero no fue capaz de identificarla. Observó
espectroscópicamente otros cometas pero no fue hasta sus
observaciones del cometa C/1868 L1que llegó a un punto de
inflexión para descubrir la composición química de los cometas.
Hizo una comparación lado a lado del espectro del cometa
Winnecke con el espectro de precipitado del vapor de etileno
(C4H4). Y encontró una buena coincidencia lo que lo llevó a
concluir que el carbono estaba presente en la coma del cometa
(en realidad observó las bandas de Swan del radical C2).
En 1881, Huggins obtuvo el primer registro fotográfico de un
espectro de cometa (C/1881 K1). Encontró además, una fuerte
banda de emisión en el violeta lo que el supuso que provenía del
cianógeno (C2N2). Luego fue identificado como el radical CN.
-En 1882 dos cometas pasaron muy cerca del Sol:
C/1882 F1 (Wells) y el cometa ‘Gran Septiembre’ que permitieron
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identificar sodio (Na) y su coma activa.
-Baume Pluvinel y Baldet usaron prismas objetivos en sus
observaciones con los cuales pudieron observar bandas de
emisión en la cola del cometa C/1908 R1la cual identificaron como
debido a la molécula de CO. Estas bandas, luego se mostró que se
producían por el monóxido de carbono ionizado (CO+).
Ambos también encontraron una fuerte banda de emisión a 3915 Å
a la que se la atribuyeron al nitrógeno molecular y la cual fue luego
identificada como el ión N2+.
-En resumen, alrededor del 1900 había muchas bandas de emisión
y líneas identificadas en cometas, pero todavía la física detrás de
ello no estaba bien estudiada. La pregunta básica de si los cometas
brillan por reflejo de luz solar o si ellos tienen algún mecanismo que
produce luminosidad era todavía tema de debate.
-Los astrónomos alemanes Schwarzschild y Kron dieron con la
respuesta correcta en 1911, atribuyendo el mecanismo a la
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absorción y re emisión de radiación solar, es decir, el fotón
absorbido por la molécula es re emitido como un fotón de la misma
energía o como una cascada de fotones de menor energía.
Este proceso es conocido como fluorescencia (en el caso
particular de cuando es re emitido con la misma energía, se lo
llama fluorescencia resonante). Los detalles de este mecanismo
fueron luego elaborados por Zanstra en 1929.
En esencia, átomos y moléculas absorben y emiten luz en
longitudes de onda específicas, es decir, los estados de energía
están cuantizados.
-En 1941 un equipo liderado por el astrónomo Swings observó por
primera vez la parte UV del espectro de un cometa. Y fueron
capaces de identificar las bandas ultravioletas del radical hidroxilo
OH a 3078-3100 Å en la región nuclear del cometa C/1940 R2
(Cunningham). Swings sugirió que el hidroxilo era probablemente
producido por la fotodisociación de las moléculas de agua (H223O).
Esta fue la primera evidencia observacional de la presencia de
agua en el núcleo cometario, que luego sería confirmado como el
principal constituyente de los cometas.
-Desde 1970, otras observaciones permitieron la detección de
nuevas especies en el UV, así como la observación y la
determinación de tasas de producción de gases de otras especies
ya observadas en otras regiones del espectro, como el OH.
Los gases nobles (He, Ne, Ar, Kr y Xe) son químicamente inertes
y muy volátiles, por lo tanto son particularmente interesantes como
pistas de la historia térmica de los cometas. Pero sus transiciones
resonantes se encuentran en una región de longitudes de onda de
difícil acceso por lo que no hay reportes de detección convincentes
de ninguno de estos gases, con la posible excepción del Ar.
Inventario de moléculas originales.
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Las principales moléculas originales en cometas, como CO, CO2,
H2O no tienen transiciones electrónicas importantes en el visible
o UV, por lo que solo pueden ser detectadas por sus transiciones
vibracionales en el IR o por sus transiciones rotacionales en radio.
-Un problema adicional es que la mayoría de las moléculas tienen
tiempos de vida corto contra la disociación por luz solar, por lo que
la mayoría de ellas está confinada a la coma interior.
Sus detecciones requieren que se explore una pequeña región
alrededor del núcleo cometario.
Las moléculas de agua tienen una banda vibracional importante
a 2.7µm, mientras que el CO2 a 4.2 µm. El problema es que estas
moléculas están también presentes en la atmósfera, por lo que su
detección puede darse solo desde el espacio o en observatorios
de mucha altura.
-El espectro de radio ha mostrado ser muy prometedor para la
detección de moléculas originales en cometas.
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-Una lista de las especies moleculares detectadas hasta ahora, los
cometas en los que se detectó, y el método usado para su
detección están mostrados en la tabla1.
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Distribución de moléculas originales y radicales en la coma.
-Como la mayoría de los radicales observados, en la radiación
visible de los cometas, no pueden existir en estado sólido, fue
asumido que debería haber moléculas originales invisibles de las
cuales los radicales se originan en la coma por reacciones
químicas (principalmente fotoquímica).
-Los gases son producidos por la sublimación de hielos
cometarios como el H2O, CO, CO2, NH3 y CH4. Una vez que las
moléculas originales son vaporizadas, estas son sometidas a la
radiación solar UV que las disocia en radicales, átomos y iones.
Los iones y radicales comienzan una química compleja que los
conduce a la formación de nuevas moléculas.
Y luego, el producto final de la fotodisociación dependerá de la
energía del fotón UV absorbido por la molécula original.
Si es lo suficientemente alta, se formará un ión.
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Se ejemplifica el proceso con la molécula original más importante
en el núcleo cometario: el agua.
Su fotodisociación puede conducir a los siguientes productos:
Donde hυ representa la energía del fotón, h: Cte. de Planck y υ: frecuencia del fotón.
La fotodisociación del H2O en H y OH es el proceso más
importante que representa el 85.5% de todas las moléculas de
agua que son fotodisociadas.
-El polvo liberado con la sublimación de gases hace más lento el
flujo de gas en las primeras decenas de metros por encima del
núcleo a través de la fricción del flujo de gas y el intercambio de
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energía entre el polvo y el gas.
Así es que hay una creciente evidencia de que el polvo es una
fuente de gas y que la composición del gas puede cambiar por la
presencia del polvo.
-El gas liberado por el núcleo a la velocidad del sonido,
rápidamente se expande y alcanza velocidades supersónicas.
La velocidad final del gas se alcanza lejos del núcleo, pero dentro
de la coma (~1000 km del núcleo).
Cálculos numéricos muestran que las velocidades finales de
moléculas originales están usualmente entre 0.5 y 2 km s-1
a una distancia heliocéntrica de 1UA, en concordancia con lo
observado.
-Colisiones entre partículas de gas juegan un rol importante sólo
en la cercanía de la región nuclear.
La coma externa puede ser considerada como gas sin colisiones.
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-El cálculo de las tasas de producción de radicales en esta región
puede efectuarse por el modelo propuesto por Haser (1957), que
asume flujos radiales isotrópicos de moléculas originales y
radicales y un tiempo de vida finito para las distintas especies.
-Es muy probable que los productos resultantes no se muevan
radialmente debido a que los productos de disociación de
moléculas originales son eyectados isotrópicamente en el marco
de referencia de estas.
-La suposición de un movimiento radial de las moléculas producto
requiere ya sea que vd << vp (vp: velocidad de flujo al exterior), la
cual debido al exceso de energía en el proceso de fotodisociación
es raramente satisfecho, o que vpτp << vdτd (τp: tiempo de vida de
la molécula original; vpτp: representa la extensión espacial de la
molécula original), es decir que el producto se origine cerca del
núcleo.
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La corona de Hidrógeno.
Si el agua fuera de hecho la principal constituyente en los cometas,
se esperaría encontrar una coma extendida de hidrógeno,
producida por la fotodisociación de las moléculas de agua.
Desafortunadamente, la línea de emisión mas sobresaliente de
hidrógeno, Lyman-α, se encuentra en el extremo UV a 1216Å y por
lo tanto no es posible observarla desde la tierra.
-1970. Las observaciones de la base espacial con el Observatorio
Astronómico Orbital (OAO-2) confirmaron la presencia de coronas
de hidrógeno gigantes extendidas por arriba de 107km en los
cometas C/1969 T1, C/1969 Y1 y 1971 II.
-1974. Blamont y Festou observaron en el UV el cometa C/1973.
Consideraron velocidades de expansión para las moléculas de agua
sublimadas y el radical OH producido de su fotodisociación: 31
v
≈ v ≈ 1km s-1.
Determinaron un tiempo de vida para el OH a r = 0.6UA,
τOH= (4.8±1) x 104s.
Los átomos de H surgen esencialmente de la fotodisociación de
dos especies: H2O y OH (mitad, mitad).
El primero de los procesos deja los átomos de H ‘termalizados’
con velocidades de expansión vH < 3km s-1 (termalizados porque se
producen en la coma interior donde las colisiones con otras
moléculas son muy frecuentes).
Con el otro proceso los átomos de H son dejados con un exceso
de energía que traducen en velocidades mayores vH ~8 Km. s-1
(este es producido a grandes distancias del núcleo donde la
densidad es pequeña, por lo tanto experimentan menos colisiones
y mantienen su velocidad). Entonces, como estos pueden viajar
longitudes mayores antes de ser destruidos, determinan la
extensión de la corona.
Se calcula un tiempo de vida τH(0.6 UA) ≈106s.
El radio de la corona de H será aproximadamente dada por:
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γH= vH x τH ≈ 8x106km que coincide con las observaciones.
Los átomos generados por el primer proceso alcanzarán menos
de 3/8 de esa distancia.
Por tanto habrá una corona de H interior compuesta por una
mezcla de átomos lentos y rápidos, y una corona exterior
compuesta sólo por átomos de H rápidos.
El tiempo de vida de las moléculas de H2O es muy corto
τH2O ≈ 13hs a 0.6UA, por lo tanto la coma de moléculas de H2O
tendrá un radio de γH2O = vH2O x τH2O ≈ 4.7x104km.
Por encima de esta distancia la molécula original es OH con una
escala de longitud γOH= vOH x τOH ≈ 4.8x104km.
-Bajo la suposición de que la envoltura de H es ópticamente
delgada, la intensidad de Lyman-α, IL, emergente de la envoltura
será proporcional al número de densidad de átomos de H
integrado, nH, a lo largo de la línea de la visual.
De mediciones de la intensidad de Lyman-α en la corona, se
puede obtener nH y luego la tasa de producción de OH (análogo
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con H2O).
La presión de radiación (por unidad de masa) debido al flujo
solar de Lyman-α es:
βL= 0.57 (ro/r)2 cm s-2 con ro= 1UA.
Que resulta ser aproximadamente como la debida a la gravedad
solar (~0.6(ro/r)2 cm s-2)
La acción de la presión de radiación puede entonces explicar
las elongaciones de las coronas de hidrógeno en la dirección
antisolar. Fig.5, 6.
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Figura 5.
Figura 6.
La naturaleza de las partículas de polvo.
Nos hemos enfocado hasta ahora en los componentes volátiles de
los núcleos cometarios. Pasaremos ahora la atención a la
componente refractaria, la cual puede ser observada como
partículas de polvo en la coma y cola.
-Las partículas de polvo son arrastradas por los gases de
sublimación, pero mientras las moléculas originales gaseosas son
rápidamente disociadas y ionizadas afuera del núcleo, los granos
de polvo permanecen estables bajo la radiación solar. Incluso
cuando ellas son calentadas a temperaturas de algunos cientos de
°K, son aún química y morfológicamente estables, preservando así
la información de las condiciones en las que se formaron, ya sea
en el medio interestelar o en la nebulosa solar.
Existe un acuerdo en el presente, que los silicatos formados en el
medio interestelar son amorfos, mientras que los minerales 35
cristalinos debieron haberse formado en la nebulosa solar.
Los granos de polvo, pueden ser un vehículo para la
transportación de cantidades significativas de elementos
condensables de los vientos circumestelares de estrellas
evolucionadas, novas y supernovas dentro de nebulosas
primordiales de estrellas jóvenes y sistemas planetarios. Sin
embargo, si una fracción de estos granos sobreviven intactos, el
estudio de su mineralogía y propiedades físicas podría arrojar luz
a la núcleo síntesis y evolución estelar (Williams et al. 1997).
El espectro de la coma de polvo es un continuo compuesto de
una curva de cuerpo negro de 5800 K debida a la radiación solar
dispersada y otra curva de cuerpo negro debido a la emisión
térmica de las partículas de polvo calientes que alcanzan
temperaturas de equilibrio de unos cientos de grados kelvin.
-La exploración del cometa 1P/Halley reveló la presencia de una
nueva población de granos compuestos de C, H, O y N (llamados
CHON) y el descubrimiento de una nueva característica de
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emisión extendida desde 3.2 a 3.5 µm, atribuido al tramo C-H de
compuestos orgánicos.
-Mediciones hechas con instrumentos de análisis de impacto de
partículas arriba de Giotto y Vega 1 y otras dos naves indicaron
que el material CHON contribuye con un 30% de la masa total de
las partículas medidas, con masas individuales en el rango de
10 -16 a 10 -11 g, aproximadamente un tercio de los granos medidos
contiene una componente orgánica no significativa, siendo el resto
una mezcla de silicatos y componente orgánica. Los granos de
silicato puro eran mejor representados en el rango de masa mas
baja. Se nota en la Fig.7 que la temperatura de los granos del
cometa Hale-Bopp es significativamente mas alta (475K) que la
temperatura de equilibrio del cuerpo negro a la misma distancia
heliocéntrica r, la cual es dada por:
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Figura 7.
Al momento de la observación, Hale-Bopp estaba a r= 1.15UA, por
lo tanto TBB= 259K. Entonces, ¿por qué la temperatura del grano
es mucho mayor que TBB?
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Esto es debido a que los granos de polvo absorben eficientemente
en el visible, en la que la mayor parte de la radiación solar se
concentra, pero su capacidad de absorción decae en el infrarrojo,
por lo que están sobrecalentadas. La absorción de un grano está
descripta por un factor de absorción Qa(a,λ), que es función de el
radio a y de la longitud de onda de la radiación incidente.
La temperatura del grano Tgr se obtiene del equilibrio entre el
poder de absorción y emisión de radiación solar del grano,
quedando para obtener a este la ecuación:
Donde Qa y Qe es la eficiencia promedio de absorción del grano
sobre la región de longitud de onda donde se concentra la mayor
parte de la radiación solar y la eficiencia de emisión térmica para un
grano de radio a a temperatura Tgr respectivamente.
Entonces pequeños granos absorbentes tienen Qa>Qe y Tgr>TBB.
Y sin embargo granos mas grandes tienen Qa~Qe~1 y Tgr→TBB39.
-Medidas de temperaturas de granos en la coma de varios cometas
están ploteadas en la Fig.8. Se puede ver que en general las °T
de los granos están algo por encima de la temperatura teórica del
cuerpo negro a la misma distancia heliocéntrica.
La figura también contiene senderos de polvo cometario detectado
por el satélite IRAS. Las temperaturas de estos senderos de polvo
están muy próximas a la temperatura teórica del cuerpo negro
sugiriendo que están compuestas por granos grandes. Esto
debería esperarse ya que los granos pequeños son rápidamente
dispersados por las fuerzas asociadas a la radiación solar.
-Gehrz y Ney (1992) definen el “sobrecalentamiento” de los granos
como la proporción Tgr/TBB.
Entonces para el cometa Halley, el grano “sobrecalentado”
sugeriría un radio pequeño de aproximadamente 0.5-1µm para los
granos óptimamente importantes de la coma.
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Relación polvo-masa de gas.
Podemos estimar la tasa de producción de muchos átomos
gaseosos y especies moleculares de las mediciones de
intensidades de sus más importantes líneas o bandas de emisión
en el ultravioleta, visible y radio.
-También ha habido un amplio uso de fotometría con filtro de
banda estrecha, centrada en algunas importantes bandas de
emisión de especies moleculares de comas de cometas en el UV
cercano y visible. Las especies elegidas usualmente fueron OH,
NH, CN, C3 y C2.
La intensidad I λ de la luz radiada por las especies de átomos o
moléculas en una línea o banda centrada en λ es: I λ~ g Fo, λ Nsp
g: Luminosidad por molécula.
Fo, λ: flujo solar en la longitud λ.
Nsp: N°de átomos o moléculas de las especies.
Donde Nsp ~ τQsp con Qsp la tasa de producción de especies
gaseosas y τ es la vida media.
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Combinando estas dos ecuaciones se obtiene la tasa de
producción de las especies gaseosas consideradas.
Qsp ~ I λ / (g Fo, λ)
Midiendo la intensidad I λ es posible estimar la tasa de producción
de muchas especies atómicas y moleculares, por lo que se puede
conocer sobre sus proporciones relativas y la tasa de producción
total de gases Qg.
La tasa de producción en masa de polvo Qd (g s -1) puede ser
estimada por observaciones del flujo continuo en el visible, por el
infrarrojo térmico o por el estudio de las colas de polvo.
Todos estos métodos son modelo-dependientes ya que se basan
en las velocidades de emisión de partículas de polvo de la
superficie nuclear, su tamaño típico, distribuciones de tamaños,
albedos y densidades.
Midiendo ambos Qg y Qd en un cometa más o menos el mismo
tiempo, se puede obtener su relación polvo-masa de gas:
42
Los valores estimados de ψ para una pequeña muestra de los
cometas observados se distribuyen en dos órdenes de magnitud.
Algunos cometas parecen ser muy polvorosos (ψ>1) mientras que
se han encontrado otros casi libres de polvo (ψ< 0.1).
Incluso para el mismo cometa la carga de polvo del gas, puede
aumentar en gran medida. Todavía no se ha encontrado ninguna
correlación entre ψ y la distancia heliocéntrica. Y aunque algunos
cometas parecen contener mucho polvo, la mayoría de los cometas
observados son pobres en polvo o solo moderadamente polvorosos
(ψ~0.05 a 0.6).
-Se puede comparar los valores medidos de ψ con la relación de
masa de polvo (silicatos) al gas (hielos) correspondientes a la
composición primordial de material del cometa, y se encuentra que
es aproximadamente 0.7. Sin embargo, debemos notar que la
relación polvo-masa de gas medida en la coma no necesariamente
refleja la composición del material nuclear.
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-Las partículas de polvo son arrastradas con los gases sublimados
mientras que ellas no sean muy pesadas. Las partículas pesadas
se quedaran en la superficie nuclear, por lo que un cometa libre de
polvo correspondería a un cometa de granos típicos muy pesados
como para ser arrastrados con los gases.
Mas aún, si la coma contiene grandes agregados de granos de
polvo, estos son ineficientes dispersores de luz o emisores de
radiación térmica comparados con sus contrapartes de tamaño
mas chico.
-En efecto, estudios de colas con polvo confirman que una gran
parte de la masa de polvo liberada de un cometa puede estar
contenida en partículas de milímetros o centímetros.
Observaciones hechas con el ISO del cometa “gaseoso”
2P/Encke parecen confirmar la conclusión anterior.
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Formación de las colas.
Algunos cometas desarrollan extensas colas, alcanzando
longitudes del orden de 108km.
Una cola muestra una forma curvada y su espectro
corresponde a la del sol, mostrando que está compuesta de
partículas de polvo que dispersan luz solar.
La otra cola se extiende a grandes distancias en la dirección
antisolar y es de color azulada.
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El espectro de esta cola muestra bandas de emisiones de
diferentes iones, en particular CO+, CO2+, CH+, y H2O+. La cola de
iones brilla por radiación fluorescente; en particular el ión CO+, la
especie de ión más abundante en la cola, tiene una intensa banda
en la parte azul del espectro, dando a la cola su color característico.
-En 1836 Bessel desarrolló una teoría mecánica para el
movimiento de las partículas de polvo capaz de explicar la forma
de los cometas. Asumía que la apariencia difusa de un cometa se
debe a una aglomeración de partículas de polvo muy finas, las
cuales son expulsadas del núcleo por fuerzas repulsivas originadas
en el Sol.
-En 1903 el astrónomo Bredikhin asumió que la fuerza repulsiva
varía con r -2 y se definió en una forma tal que se sustituyó la
masa solar por masa µ= 1- β, β positivo. La cantidad β= 1- µ
representa entonces la repulsión del Sol y ya que β puede ser
46
mayor que 1, la fuerza neta actuando en una partícula (gravitación
solar menos fuerza repulsiva) puede volverse positiva (es decir
repulsiva). Es entonces posible sacar conclusiones de la forma de
la cola actualmente observada, haciendo suposiciones de la
velocidad de expulsión original de las partículas y sobre la
intensidad de las fuerzas repulsivas.
-La idea de que la fuerza de repulsión del Sol, la cual fue
introducida puramente como hipótesis, en realidad puede provenir
de la presión de radiación de la luz solar fue propuesta
primeramente por el físico-químico Arrhenius.
-Investigaciones más detalladas realizadas por Schwarzschild
mostraron en 1901 que es posible explicar fuerzas repulsivas en
esferas dieléctricas de tamaños sub.-micrónicas a micrónicas tan
grandes como 20-30 veces la atracción solar pero no mas que eso.
Por lo tanto, se demostró que otro mecanismo físico, además de la
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presión de radiación, debe tenerse en cuenta para explicar fuerzas
repulsivas mayores.
El movimiento de partículas de polvo por lo tanto está gobernado
por dos fuerzas opuestas: la atracción gravitacional solar FG y la
fuerza asociada a la presión de radiación solar FR.
Qpr: factor de eficiencia por presión de radiación. Depende en general del material del
que está compuesta la partícula.
Como ambas fuerzas son opuestas, radiales y varían con r-2
entonces, la partícula de polvo seguirá una trayectoria kepleriana
correspondiente a un reducido campo gravitatorio ‘efectivo’:
Para materiales absorbentes como el grafito, se alcanzan valores
β>1, entonces la fuerza sobre estas es repulsiva.
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-Teniendo en cuanta que β depende de la inversa del radio a, se
puede notar entonces que las partículas con mayor tamaño
estarán mas tiempo cerca del núcleo cometario.
-1968. Finn y Probstein desarrollaron modelos de distribución de
densidades de partículas de polvo en la cola.
Se basaron en: i) la tasa de producción de polvo.
ii) la distribución de tamaños de estas partículas
iii) su velocidad de emisión.
Comparando el modelo con la distribución de densidades
observada por el perfil fotométrico de las colas de polvo, es posible
obtener información de la distribución de tamaños de las partículas
de polvo y de los radios de los granos ópticamente importantes.
-Para la Fig.8 consideramos la posición de un cometa en su orbita
en un cierto tiempo Tc, no lejos del Sol, por lo tanto activo,
liberando partículas de polvo que van a la cola.
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Como se muestra en la figura la presión de radiación hace que las
Partículas progresivamente se apartan de la orbita del cometa.
Si todas las partículas de una dada β liberadas en el tiempo Tc-Tk
tienen velocidad relativa igual a cero respecto al núcleo, entonces
alcanzaran al mismo punto luego de un tiempo Tk. Pero las
partículas de polvo tienen velocidad relativa inicial Viǂ0, que nos
llevará a un ensanchamiento del lugar ocupado por las partículas
β a Tc de ancho ~2ViTk.
-Patrones mas complejos se obtienen para la cola de polvo si se
considera además diferentes valores de β para las partículas
liberadas a un cierto tiempo Tc-Tk.
La forma curva de la cola de polvo puede entonces ser explicada
considerando el movimiento de las partículas de polvo bajo la
acción del campo gravitacional solar y la presión de radiación.
La cola ‘recta’ contiene átomos, moléculas y iones, no partículas
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de polvo, entonces se analiza primero la acción de presión de
radiación de la luz solar.
-En 1943 Karl Wurm evaluó el efecto de la presión de radiación en
las moléculas absorbentes de CN, C2 y CO+. Adicionando a la
presión de radiación, la molécula también esta sujeta a la atracción
gravitatoria del Sol. La atracción del núcleo cometario puede ser
despreciado dado su poca masa.
Analizando estos dos efectos Wurm encontró para las moléculas
dichas los valores β=0.69, β=1.66 y β=46.9 respectivamente.
Como la presión de radiación y gravitatoria mas a menos se
compensan entre ellas para las primeras dos moléculas, estas
permanecerán en la cabeza del cometa prácticamente su tiempo
de vida, lo que además coincide con las observaciones.
Por otro lado, el valor β=46.9 para el CO+ podría explicar porqué
estas moléculas viajan a la cola, pero es todavía muy bajo en
comparación con las fuerzas repulsivas que son actualmente
observadas.
La discrepancia entre los cálculos de la presión de radiación y51
Las fuerzas de repulsión observadas en moléculas y iones estimulo
la búsqueda de otros posibles procesos físicos que pudieran
explicar la repulsión.
-En 1951 Biermann propuso que la radiación corpuscular del Sol
provee la fuerza de aceleración de las moléculas en la cola de los
cometas. Los electrones libres del Sol son capaces de transferir
momento a los iones CO+ de la cola impartiéndoles aceleraciones
por arriba de 104cm s-1 las cuales son ampliamente suficientes para
explicar las fuerzas repulsivas.
De esto, la cola debe ser considerada como un plasma compuesta
por iones y electrones comentarios mezclados con protones y
electrones solares, como también partículas neutras del cometa.
El cometa debería también mostrar otras propiedades característica
del plasma como efectos de campos magnéticos y fuerzas
electromagnéticas.
La radiación predicha por Biermann fue detectada en 1959 por un
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detector de plasma y se le dio el nombre de viento solar.
Figura 8.
Fin.
53