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COMETAS: ASPECTOS FISICOS Y DINAMICOS Y
SU RELEVANCIA PARA LA ASTROBIOLOGIA
Julio A. Fernández
Departamento de Astronomı́a, Facultad de Ciencias,
Montevideo, URUGUAY
∗ Formación de estrellas - Observación de discos alrededor de estrellas jóvenes.
∗ El disco protoplanetario: aspectos fı́sicos.
∗ Acreción de granos en planetesimales y crecimiento de planetas.
∗ Scattering de planetesimales residuales y formación de la nube de Oort. El entorno
galáctico primitivo.
∗ Fuerzas que actuan sobre los cometas de la nube de Oort.
∗ Reservorios cometarios. Cometas de la familia de Júpiter.
∗ Propiedades fı́sicas. Composición quı́mica.
∗ Los cometas como portadores de los componentes básicos para el desarrollo de la vida.
∗ Algunos problemas de frontera: el origen del agua de los océanos terrestres, existe agua
lı́quida en el interior de cometas gigantes u otros objetos ricos en agua?
V Taller de Ciencias Planetarias
1
Formación de estrellas en nubes moleculares gigantes
Parámetros fı́sicos tı́picos de nubes moleculares gigantes:
Temperatura : T ' 10 K
Masa : 105 - 106 M
Diámetro : ∼ 50 pc
Densidad promedio : ∼ 102 H2 cm−3 (hasta ∼ 105−6 H2 cm−3 en zonas densas)
∗ En las nubes moleculares gigantes se han detectado una gran cantidad de moléculas
orgánicas y, en general, compuestos ricos en C, H, O, N, que se pueden incorporar a los
planetas allı́ formados.
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Criterio de Jeans para el colapso de una nube de gas de densidad n y temperatura T :
Autogravedad > Presión térmica ⇒
T 3/2
MJ ≈ 10 √ M
n
En una zona densa : MJ ' 1 M
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Discos protoplanetarios en la nebulosa de Orión
Imágenes del HST (NASA)
Vida media : ∼ 107 años. El gas circundante es barrido por el fuerte flujo de radiación
UV de estrellas O y B cercanas, y/o por fuertes vientos estelares desde la estrella central.
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Nebulosa colapsante y formación de un disco protoplanetario:
Visión integral del proceso
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Propiedades fı́sicas del disco protoplanetario
Concepción artistica del disco protoplanetario durante la etapa de formación
de planetesimales.
Condensación de los diferentes materiales en función de la distancia heliocéntrica.
Propiedades fı́sicas del disco protoplanetario: Masa : 0.01 - 0.1 M; Densidad de masa :
ρ = ρo(r/ro)−m; Temperatura : T = To(r/ro)−n.
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Acreción en el disco protoplanetario: El producto final
“Lı́nea de nieve”: entre r ∼ 2 − 5 UA
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Diferentes etapas de la formación planetaria: Sumario
∗ Al comienzo las partı́culas de polvo se establecen en un fino disco ecuatorial.
∗ Allı́ se aglomeran por colisiones mutuas formando planetesimales.
∗ Los planetesimales siguen creciendo por colisiones mutuas hasta formar los planetas.
Una fracción de planetesimales residuales es dispersada hacia la región planetaria interior
y hacia el exterior. Estos últimos forman la Nube de Oort.
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Cometas
Cometa Hale-Bopp
Los cometas son las poblaciones residuales ricas en hielo (formados más allá de la lı́nea de
nieve) que permanecieron luego de la formación de los planetas en ciertos nichos estables
del sistema solar.
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Caracterı́sticas de sus órbitas
Cometa Kohoutek
Los cometas se mueven en general en órbitas muy excéntricas.
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a : semieje mayor, P : perı́odo orbital, → P = a3/2 (P en años, a en UA)
Energı́a orbital :
GM
1
E=−
=⇒ x ≡
2a
a
x > 0 ⇒ órbita elı́ptica
x = 0 ⇒ órbita parabólica
x < 0 ⇒ órbita hiperbólica
Expresaremos la energı́a x en unidades de 10−6 UA−1
Conversión: x = 100 → a = 104 AU → P = 106 anõs
Clasificación de cometas
Cometas de largo perı́odo (P > 200 años)
Cometas tipo Halley (20 < P < 200 años)
Cometas de la Familia de Júpiter (P < 20 años)
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Perturbaciones planetarias
La ecuación del movimiento :
d2~r
GM~r
~
=
−
+
∇R
+
A
g(r)~
r
+
A
g(r)
T
1
2
dt2
r3
R=G
X
i
mi
1
xcxi + ycyi + zczi
−
di
ri3
−n#−k
−m "
r
r
1+
g(r) = α
ro
ro
donde α = 0.1113 es un factor de normalización tal que g(1) = 1, m = 2.15, n = 5.093,
k = 4.6142 and ro = 2.808 AU
∗ Las órbitas originales se computan usualmente despreciando los términos nogravitacionales.
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−2
−1
log εt (AU )
−3
energy level for comets
with a=2x10 4 AU
−4
1
2
4
−5
5
3
6
−6
0
10
20
perihelion distance (AU)
30
Cambio tı́pico en la energı́a orbital por revolución en función de la distancia perihélica
(Fernández & Brunini 2000).
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Frecuencia de pasajes de cometas
6
10
5
LINEAR, NEAT, LONEOS
perihelion distance (AU)
perihelion distance (AU)
8
6
4
4
3
2
2
1
0
1800
1850
1900
discovery year
1950
2000
Cometas de largo perı́odo.
0
1750
1800
1850
1900
discovery year
1950
2000
Cometas de la Famila de Júpiter.
Año de descubrimiento de cometas versus sus distancias perihélicas (Marsden &
Williams 2003).
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La nube de Oort
30
new comets
20
number
inner cloud comets
10
0
−100
0
100
200
−1
x (10 AU )
300
400
500
−6
Distribución de las energı́as orbitales
∗ Una gran proporción de los cometas de largo perı́odo tienen energı́as originales en
el estrecho rango 0 < x < 100 (a > 104 UA) → Nube de Oort (Oort 1950).
∗ Tasa de pasajes de cometas “nuevos”: ∼ 1 cada 2 años en órbitas que cruzan la de
la Tierra (radio > 1 km).
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∗ La nube de Oort se formó con aquellos planetesimales que fueron desviados por las
>
perturbaciones planetarias hacia órbitas cuasiparabólicas (distancias ∼
104 UA). A esas
distancias están sujetos a las perturbaciones de estrellas cercanas (Öpik 1932; Oort 1950)
y a la fuerza de marea del disco galáctico.
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Perturbadores externos
∗ Estrellas cercanas
∗ Encuentros con GMCs
∗ Fuerza de marea del disco galáctico
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Fuerza de marea del disco galáctico
2
Potencial
galáctico
:
U
=
U
+
2πGρ
z
o
disk
h
i
dU
Fdisk = dU
−
dz c
dz ẑ = 4πGρdisk r sin φẑ
ρdisk = 0.1 M pc−3 (e.g. Holmberg & Flynn 2000)
Cambio in q por revolución orbital:
√
−1
∆q/q ' 9 2π 2M
ρdisk q −1/2a7/2 sin 2φ cos α
q −1/2 a 7/2
∆q/q ' 0.026
sin 2φ cos α
4
30 AU
10 AU
⇒ ∆q/q ∼ 1 para semiejes mayores a ∼ 3 × 104 UA
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18
Formación de la nube de Oort en diferentes ambientes galácticos
(Fernández & Brunini 2000)
∗ cúmulo estelar diluido : 10 stars pc−3
∗ cúmulo estelar denso : 25 stars pc−3
∗ cúmulo estelar superdenso : 100 stars pc−3
⇒ Una consecuencia importante de estas simulaciones es que diferentes entornos
galácticos producen nubes de Oort más o menos compactas.
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Núcleos cometarios
Imágenes de los cometas Halley, Borrelly, Tempel 1 y Wild 2 tomadas desde naves
espaciales a corta distancia (izquierda). Modelo del núcleo de la ’pila de escombros’
(’rubble-pile’) (derecha).
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Aspectos fı́sicos
∗ Ecuación de equilibrio térmico:
−τ
(1 − Av )
Fe
2
πR
N
2
rAU
∂T QLS
2
2
4
+ 4πRN κ(T ) = 4πRN (1 − AIR)σT +
NA
∂z z=0
∗ Fuerzas nogravitacionales:
~
Aceleración nogravitacional J:
MN J~ = Qm~u
MN : masa cometaria, Q = Qog(r): tasa de producción gaseosa, u: velocidad efectiva
del flujo gaseoso.
Aceleración gravitacional:
GM ~r
aG = − 2
r r
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Cociente de las aceleraciones nogravitacionales a las gravitacionales
⇒
FN G g(r)r2
f=
∝
FG
MN
∗ Para una cierta masa cometaria, el cociente FN G/FG cae 2 órdenes de magnitud entre
0.5 y 3 UA
1.5
FNG / FG
1.0
0.5
0.0
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0
1
2
heliocentric distance (AU)
3
22
Estallidos y fragmentaciones (outbursts y splittings) de núcleos
cometarios
Aumento notable de brillo (∼ 14 magnitudes) del cometa de la familia de Júpiter
17P/Holmes (octubre/2007).
Proceso de fractura del cometa C/1975 V1 (West) en 4 piezas principales entre 818/marzo/1976 (New Mexico State University, Las Cruces).
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Posibles causas de splittings y outbursts
∗ Fuerzas de marea del Sol, Júpiter o un planeta terrestre.
∗ Transición de fase hielo amorfo a hielo cristalino.
∗ Sublimación de bolsones de algún material muy volátil (CO, CO2).
∗ Tensiones térmicas que provocan fracturas.
∗ Alta velocidad de rotación del núcleo cometario asociada a alguna de las
causas previas.
∗ Actividad solar.
∗ Colisiones con meteoroides.
∗ Colisiones con fragmentos del propio núcleo.
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Decaimiento fı́sico del núcleo cometario
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Composición quı́mica
Abundancias relativas de especies moleculares en cometas
Molécula
Fracción de masa
H2 O
∼ 100
CO
∼ 7-8
CO2
∼3
H2CO
∼ 0-5 (formaldehido)
NH3
∼ 1-2
HCN
∼ < 0.02-0.1
CH3OH
∼ 1-5 (metanol)
Otras moléculas detectadas de interés biológico :
HNCO, HC3N, OCS, H2CS,NH2CHO, HCOOH,
HCOOCH3, CH3CHO, HNC, C2H2, C2H6
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Colisiones de cometas con la Tierra
Es un tema relevante para el origen de la vida en la Tierra y por el riesgo
de provocar extinciones
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Frecuencia de colisiones de cometas y asteroides
Tasa de impactos (Número de objectos con D > 1 km por 100 millones de años)
Objecto
Velocidad de impacto (km s−1) Tasa de impactos
LPCs
56
0.67
JFCs
18
2.6
HTCs
40
0.23
Cometas durmientes
18
1.0-7.8
<
Lluvias cometarias
56
∼ 70
ECAs
18
150
Cociente de las tasas de impacto Asteroide/Cometa para diferentes tamaños
Diámetro: D > 0.2 km D > 1 km D > 5 km D > 10 km D > 15 km
A/C:
40
6.7
2.0
0.19
∼0
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Cometas extintos o durmientes
(Hsieh & Jewitt 2006)
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Contribución de material cometario a la masa de los planetas
terrestres en sus últimas etapas de formación
∗ La Tierra se formó en la región cercana al Sol de altas temperaturas donde sólo los materiales refractarios
(silicatos, Fe, Ni) pudieron condensar. ¿De dónde surgió el agua y demás volátiles ricos en H, C, N, O
necesarios para la vida?
Materia cometaria atrapada por la Tierra(∗)
Materia cometaria (g) Tiempo (años)
Referencia
2.0 × 1014−18
2.0 × 109
Oró (1961)
1.0 × 1025−26
Acreción tardı́a
Whipple (1976)
21
3.5 × 10
Acreción tardı́a
Sill & Wilkening (1978)
7.0 × 1023
4.5 × 109
Chang (1979)
22
9
2.0 × 10
4.5 × 10
Pollack & Yung (1980)
1.0 × 1023
2.0 × 109
Oró et al. (1980)
24−25
9
1.0 × 10
1.0 × 10
Delsemme (1984, 1991)
6.0 × 1024−25
1.0 × 109
Ip & Fernández (1988)
1.0 × 1023−26
4.5 × 109
Chyba et al. (1990)
3.0 × 1024−25
algunos 108
Fernández & Ip (1997)
4.5 × 1024−25
algunos 107
Brunini & Fernández (1999)
(*) los valores citados antes de 1997 fueron tomados de Oró & Lazcano (1997)
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El origen del agua terrestre: ¿Proviene de los cometas?
¡El problema es que el cociente D/H en el agua de los cometas es un factor ∼ 2 superior
al que se encuentra en los océanos terrestres! −→ Parte del agua terrestre debe haber
provenido del material formado en la región exterior del cinturón de asteroides
Para haberse empobrecido en deuterio (con respecto a los cometas), el hielo de H2O debe haberse
sublimado. Las moléculas gaseosas de H2O tienen la capacidad de transferir su deuterio a las moléculas de
hidrógeno del disco protoplanetario a través de la reacción:
) H2O + HD
HDO + H2 *
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¿Agua lı́quida en el interior de cuerpos ricos en hielo?
(Wallis 1980)
Temperatura T (r) a una distancia r del centro del núcleo de radio RN y densidad ρ:
Q̄ρ 2
(RN − r2)
T (r) ' To +
6K
Q̄ : tasa de calentamiento promedio por fuentes radioactivas (p. ej.
K : Conductividad térmica
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Al)
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¿Dónde encontrar estos cuerpos?
∗ Los cometas que nosotros observamos cerca del Sol parecen ser demasiado pequeños
para tener o haber tenido agua lı́quida en su interior. Debemos pensar en objetos más
grandes (’planetas enanos’), numerosos en la región transneptuniana, y también en los
satélites más grandes de los planetas gigantes.
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¿Océanos subterraneos en Europa?
Imagen: NASA
Superficie de Europa: jóven con pocos cráteres, atravesada por hendiduras. Causa
probable: derrames de “lava”, en este caso hielo o agua lı́quida. La fuente de calor que
mantiene esta actividad: deformación del material sujeto a la fuerza de marea de Júpiter.
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¿Océanos subterraneos en Encelado?
Fotos tomadas desde la sonda espacial Cassini, NASA/JPL
Encelado también muestra una superficie jóven con pocos cráteres. Aun más sorprendente:
muestra geysers en donde el material expulsado consiste en partı́culas de hielo, vapor de
agua y otros gases como CO2, N2, CH4, NH3, acetileno y propano.
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El futuro cercano: Nuevas misiones espaciales
Una impresión artı́stica que muestra a la nave espacial Rosetta aproximándose al núcleo
del cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko (izquierda). Impresión artı́stica que muestra a
la sonda de descenso Philae posando en la superficie del núcleo (derecha). Crédito: ESA
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Temas de discusión (monografı́as)
∗ Estime la fracción F de cometas sobrevivientes con el número de pasajes N :
¿qué relación cumple F con N ? (test computacional).
∗ Considere la muestra de cometas “nuevos” (tomados del catálogo de órbitas
cometarias) y analice su distribución de direcciones de afelios sobre la esfera
celeste. Discuta si aparecen zonas de distribución anómala y si existe alguna
correlación con el plano galáctico.
∗ ¿Qué requisitos deberı́an cumplirse para que otras estrellas estuvieran rodeadas
de nubes de cometas orbitando a grandes distancias, formando una estructura del
tipo nube de Oort?, ¿siempre deberı́a esperarse que fueran objetos de naturaleza
cometaria?
∗ ¿Cómo se puede pasar de un cometa activo a uno durmiente?. Analice las
órbitas de los cometas de la familia de Júpiter y de asteroides que se acercan a
la Tierra (NEAs) (distancias perihélicas q < 1.5 UA) y evalúe sus similitudes y
diferencias (Nota: Se sugiere tomar en consideración como parámetro orbital a
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la constante de Tisserand con respecto a Júpiter).
Bibliografı́a
M.C. Festou, H.U. Keller, & H.A. Weaver, eds.
University of Arizona Press.
2004.
Comets II, The
Fernández J.A. 2005. Comets: Nature, Dynamics, Origin, and their Cosmogonical Relevance. Springer.
V Taller de Ciencias Planetarias
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