NUBE DE OORT

Se ha celebrado recientemente en Leiden, Holanda, una conferencia internacional para festejar el centenario del nacimiento de Jan Hendrik Oort, sin lugar a dudas uno de los astrónomos mas notables del siglo XX. Oort fue un ávido estudioso del Cosmos, y sus intereses abarcaron muchas áreas de la Astronomía, desde el estudio de los cometas hasta el Universo en su conjunto. Como resultado, su nombre está grabado en la historia de la Astronomía donde se habla de la nube de Oort, de los parámetros de Oort y del límite de Oort. Los artículos de Oort abarcan un intervalo de setenta años.

Jan Oort nació el 28 de abríl de 1900 en la localidad de Franeker, Holanda. Sus primeros trabajos de importancia correspondieron a su tesis doctoral, relacionada con la estructura de nuestra galaxia, la Vía Láctea. En aquel entonces predominaba la idea de Kapteyn, maestro de Oort, de que la Vía Láctea era un elipsoide (parecido a la forma de un huevo) y el Sol se situaba cerca de su centro. Haciendo un estudio minucioso del movimiento colectivo de distintos tipos de estrellas, en 1927 Oort llegó a la conclusión de que el Sol se hallaba a unos 20 mil años-luz del centro de la Galaxia, y que ésta contenía unas 200 veces más materia de lo que el contar estrellas nos haría suponer.

Cinco años después, Oort enunció que gran parte de la materia no estaría en estrellas o nebulosas brillantes, sino en forma oscura. Oort fijó un límite mínimo a la proporción de materia oscura en la Galaxia, conocido como el límite de Oort. El concepto de "materia oscura" pronto sería adoptado en otros estudios astronómicos, y hoy es fundamental en los modelos de formación de galaxias y evolución del Universo. Como parte de sus investigaciones acerca de la dinámica de la Galaxia, Oort introdujo el concepto de "rotación diferencial", en el cual distintas partes de la Galaxia giran de manera distinta, descrito por los llamados parámetros de Oort. Lo que para muchos astrónomos significaría el logro mas significativo de toda una carrera era sólo el principio, la punta del iceberg.

En 1942 Oort publicó un trabajo con Nicholas Mayall, del Observatorio de Lick, en el cual establecieron que la nebulosa del Cangrejo correspondía con la supernova observada por americanos y chinos en el año 1054. Esta identificación ha sido crucial en posteriores estudios acerca de supernovas y pulsares. Pocos años después, Oort y Walraven mostraron que la luz de la misma nebulosa está polarizada, mostrando la presencia de importantes campos magnéticos y permitiendo estudios posteriores acerca de la fuente de energía de la nebulosa.

Al poco tiempo del término de la segunda guerra mundial, y basándose en el trabajo pionero de Reber, Oort fue uno de los primeros astrónomos en darse cuenta del enorme potencial de estudiar la Galaxia en ondas de radio. Motivó a uno de sus estudiantes, Henk van den Hulst, a investigar la posibilidad de detectar hidrógeno frío ("neutro") con antenas de radio, lo cual se logró en 1951. Oort fue pilar en el desarrollo de los radiotelescopios holandeses de Dwingeloo, uno de los primeros del mundo, y -posteriormente- de Westerbork.

Uno de los trabajos mas famosos de Jan Oort se refiere a la naturaleza de los cometas. En 1950, después de analizar las órbitas de un buen número de cometas, Oort mostró que su movimiento podía explicarse si estos provenían de una gran nube esférica rodeando el sistema solar, a distancias mil veces mayores que del Sol a Neptuno o Plutón. Esta nube permite reponer los cometas que se pierden ya sea por chocar contra el Sol y los planetas (como el Shoemaker-Levy) o que son expulsados del sistema solar. Aun cuando no hay evidencia observacional de esta nube, "la nube de Oort", su existencia es generalmente aceptada.

Gerard Peter Kuiper fue un astrónomo norteamericano de origen holandés, nacido en Harenkarspel en 1905 y muerto en Ciudad de México en 1973. Tras graduarse en la Universidad de Leiden y trabajar algún tiempo con astrónomos holandeses, se desplazó a Estados Unidos en 1933, nacionalizándose cuatro años después. Ligado al observatorio de Yerkes, estudió numerosas estrellas dobles y calculó el diámetro visual de Plutón. Durante los años 1947-49, en que dirigía los observatorios de Yerkes y McDonald, descubrió dióxido de carbono en la atmósfera marciana, la quinta luna de Urano (Miranda) y la segunda de Neptuno (Nereida). En los años 50 elaboró una teoría sobre el origen planetario por condensación. En el bienio 1959-60 volvió a dirigir los observatorios citados y, desde 1960 hasta su muerte, el Laboratorio Planetario y Lunar de la Universidad de Arizona.

Cinturón Edgeworth-Kuiper. El Sistema Solar cuenta con dos cinturones de asteroides o planetas menores. El primer cinturón de asteroides comenzó a conocerse cuando Guisseppe Piazzi descubrió al asteroide Ceres, el 1 de enero de 1801. El segundo cinturón de asteroides, fue propuesto por Kenneth Edgeworth (1880-1972) y Gerard Kuiper (1905-1973) a mediados del siglo pasado (1950) y comenzó a bosquejarse en 1992 cuando Jane Luu y Dave Jewitt descubrieron un objeto, que posteriormente sería denominado 1992 QB1.

Hasta el momento se han descubiertos más de 550 objetos en este cinturón, nombrado en honor a sus descubridores. Estos objetos son cuerpos helados que se encuentran alojados aproximadamente unos 10 grados por encima y debajo del plano de la eclíptica y alejados más allá de 30 Unidades Astronómicas (ua) del Sol. Más concretamente se estima que este cinturón se extiende entre 30 y 100 ua. Según las últimas estimaciones, puede estar compuesto por más de 35.000 objetos con diámetros superiores a los 100 kilómetros.

Los componentes del Cinturón Edgeworth-Kuiper pueden ser identificados por varias siglas, siendo las más comunes KBO (Kuiper Belt Objects; Objetos del Cinturón Kuiper) o EKO (Edgeworth-Kuiper Objects; Objetos del cinturón Edgeworth-Kuiper). De igual manera, aquellos objetos de este cinturón que se sitúan más allá de la órbita de Neptuno, reciben el nombre de TNO (Trans-Neptunian Objects; Objetos Transneptunianos).

Dependiendo de las características que presentan los miembros del cinturón Edgeworth-Kuiper, se han clasificado en:

En el año 2003, este objeto recibió el nombre de Huya, dios mitológico de la etnia wayuu (Venezuela) que vive en las altitudes celestes, más allá del Sol.

Más de la mitad de los KBO descubiertos tienen órbitas estables en resonancia con Neptuno. Dada la similitud con Plutón y su luna Caronte y la luna de Neptuno, Tritón, varios astrónomos consideran a Plutón-Caronte y a Tritón, como grandes miembros del Cinturón Edgeworth-Kuiper.

Los KBO del tipo Cubewanos se consideran, conjuntamente con los Plutinos, los miembros natos del Cinturón Edgeworth - Kuiper. El semieje mayor de su órbita se encuentra entre los 41-50 ua.

Aquellos objetos del Cinturón Kuiper (KBO) que se encuentran más alejados de la órbita de Neptuno, también reciben el nombre de TNO (Trans-Neptunian Objects, Objetos Trans-Neptunianos). Casi todos superan los 500 kms de diámetro. El de mayor tamaño descubierto, hasta ahora, recibió la denominación de 2002 LM60 y por nombre "Quaoar" en honor a un dios de la mitología indígena norteamericana. Este cuerpo tiene un diámetro de 1.250 kilómetros.

Astrónomos del Instituto Max Planck de Alemania, haciendo uso del radiotelescopio IRAM de 30 metros de diámetro situado en el Pico Veleta, Sierra Nevada, España, el telescopio James-Clerk-Maxwell (JCMT) de Hawaii y el telescopio espacial Hubble (HST), han determinado con una alta precisión el diámetro de cinco de los mayores objetos del cinturón Edgeworth-Kuiper.

Recientes investigaciones han descubierto un nuevo tipo de objetos en el Cinturón Kuiper: Los Objetos de Disco Disperso (SDO; Scattered Disk Objects). Estos objetos parecen ser un estado intermedio entre los asteroides y los cometas. El primero en ser detectado fue el 1996 TL66 y tiene 500 kms de diámetro. Esta sub-población de objetos se caracteriza por poseer órbitas altamente excéntricas, lo que ha permitido especular a algunos científicos que el Cinturón Edgeworth-Kuiper se extiende hasta la Nube de Oort.

Los objetos con satélites descubiertos en el Cinturón Edgeworth-Kuiper poseen una notable característica: el tamaño de sus componentes es muy similar. Esto ha traído como consecuencia que sean denominados Objetos Binarios. Hasta el momento, las relaciones existentes entre los cuerpos principales y satelitales estaban determinados por una relación de masas muy desigual y una separación orbital pequeña: esto hacía que el cuerpo principal estableciera un control gravitatorio sobre su satélite.

Antes del descubrimiento de Caronte, la luna de Plutón, esta relación estaba determinada por la existente en el dueto Tierra-Luna. Para la separación entre ambos cuerpos (60 veces el diámetro de la Tierra), los mecanismos de gravedad trabajan sólo por la gran diferencia de tamaños y masa (la Luna es apenas un 27% del tamaño de la Tierra y su masa es 1/81 la de la Tierra).

Para los objetos binarios descubiertos en los confines del Sistema Solar conocido, los tamaños (unos 100 Kilómetros) y las masas de los mismos son equiparables y la separación entre ellos va desde unos 100 a 1.000 veces los radios de los mismos.

Algunos científicos piensan que en el Cinturón E-K ocurre un proceso inverso al detectado en el Sistema Solar interior. Para los planetas y sus satélites, ocurre un proceso de separación de los cuerpos, debido a la interacción entre la fuerza gravitatoria del Sol y del planeta. En los confines del Sistema Solar, en donde la fuerza de atracción gravitatoria del Sol es mucho menor, se impone la fuerza de gravedad de cualquier objeto, por pequeño que sea, lo que hace tender a que los mismos se acerquen.

La influencia gravitatoria de un cuerpo de unos 100 Kilómetros en el Cinturón Kuiper puede extenderse hasta 1 millón de Kilómetros. Este fenómeno recibe el nombre de Esfera de Hill.

Los investigadores sugieren que si el objeto binario se constituyó en las etapas primarias de formación del Cinturón Edgeworth-Kuiper, no podría subsistir a las interacciones entre todos los cuerpos, pero si el mismo se agrupó en los estadios finales de formación del Cinturón, el objeto binario podría sobrevivir y ser observado hoy en día.

Bajo esta premisa, los investigadores establecen que aproximadamente un 5% del total de los objetos binarios en el Cinturón E-K, pueden mantenerse con grandes separaciones entre ellos.

Hasta el momento, se han descubierto ocho EKO's que poseen satélites o son objetos binarios. El primero de ellos fue 1998 WW₃₁. A continuación se presenta una lista de los objetos a los cuales se le han descubierto un satélite o han sido catalogados como objetos binarios.

Nombre	Objeto	Fecha	Descubierto por:
1998 WW₃₁	TNO	16abr2001	C. Veillet
2001 QT₂₉₇	TNO	15oct2001	J. L. Elliot
2001 QW₃₂₂	TNO	09nov2001	J. Kavelaars; J. Petit
1999 TC₃₆	PLT	10ene2002	M. Brown; C.Trujillo
1998 SM₁₆₅	TNO	24ene2002	M. Brown; C.Trujillo
1997 CQ₂₉	TNO	11feb2002	K. Noll; D. Stephens
2000 CF₁₀₅	TNO	22mar2002	K. Noll; D. Stephens
2001 QC₂₉₈	TNO	17dic2002	K.Noll; D. Stephens

Dos científicos argentinos (Adrián Brunini y Mario Melita) han descubierto un hueco en la distribución de materia en el Cinturón E-K. Este agujero (gap) se encuentra localizado a unas 50 Unidades Astronómicas del Sol. Ellos estiman que este hueco se debe a la presencia de un planeta con un tamaño intermedio entre Marte y la Tierra. El planeta tendría un semieje mayor de 60 ua y su órbita sería de baja excentricidad (casi circular). Su magnitud visual sería de 25, por lo que su detección requiere de los telescopios más grandes existentes en la actualidad.

Desde que en el segundo milenio antes de nuestra los astrónomos chinos comenzasen a registrar la presencia de objetos cometarios, los humanos tenemos constancia de cerca de un millar de cometas, algunos de ellos tremendamente espectaculares como el Gran Cometa de 1811, el de 1843, el de 1861, el West, Ikeya-Seki ... y otros muchos que alcanzan el perihelio prácticamente de incógnito, sin que la mayoría de los observadores nos percatemos de su presencia.

Lo cierto es que, finalmente, todos ellos tienen sus días contados ya que cada vez que pasan por el interior del sistema solar en su perihelio disfrutan de unos momentos de gloria que les cuesta toneladas de materiales. Así, por ejemplo, el cometa Encke y el cometa d' Arrest con cada vuelta al Sol pierden el 0.2 y 0.5% de su masa, respectivamente. Esto significa que en unos pocos cientos o miles de años ambos cometas van a desaparecer, como también lo harán todos los cometas periódicos que conocemos en menos de un millón de años. Vemos por todo ello que la vida media de un cometa en comparación de los otros objetos de nuestra vecindad planetaria es prácticamente insignificante.

Lo que parece claro, sin embargo, es que para que los cometas desaparezcan en tan corto espacio de tiempo es necesaria una fuente que provea al sistema solar de nuevos ejemplares, lo cual habrá estado sucediendo durante los últimos miles de millones de años de forma continua. Ya en 1932 el astrónomo estoniano Ernst Öpik dedujo que a una considerable distancia alrededor del Sol existiría una nube de cometas y meteoros, cuya existencia se alargaría tanto en el tiempo como la del propio sistema solar. Sin embargo, a mediados de este siglo, el holandés Jan Oort retomó y mejoró la teoría de Öpik proponiendo la localización de la nube cometaria, ahora llamada nube de Oort, a una distancia entre 50.000 y 150.000 U.A, es decir, hasta 5.000 veces más lejos que la distancia perihélica de Plutón. Oort señaló que si bien el conjunto de cometas de esa región llegaría a los 100.000 millones, serían completamente invisibles desde la tierra, como una plaga de langostas a cientos de kilómetros y, además, su masa total no se acercaría a la de la Tierra.

Con respecto a nuestra galaxia, la nube de Oort quedaría situada a medio camino de su centro y por encima de la mitad del ecuador galáctico. Puesto que la eclíptica, que viene a ser como el plano ecuatorial del sistema solar, presenta una inclinación de 60º respecto al ecuador galáctico, se producen fuerzas gravitatorias que desplazan a los cometas a órbitas muy elípticas, como las que se conforman en la nube de Oort.

Cuando los cometas están en su afelio, coincidiendo con una posición cercana al centro galáctico, son muy susceptibles de entrar en el juego de las mareas gravitatorias, fuerza que tira en la misma dirección que el movimiento orbital del cometa, lo que le lleva a adquirir una orbita aún más grande. En cambio, un afelio conseguido en el lado opuesto de la nube de Oort hace que las fuerzas de marea contrarresten la dirección del movimiento del cometa, disminuyendo su órbita hasta meterlo en el interior del sistema solar, transformándolo en un cometa de largo período con una órbita de varios millones de años. En la nube de Oort las órbitas de los cometas tienen una enorme variedad de inclinaciones y la mitad de ellos deben tenerlas retrógradas. Las fuerzas de marea galácticas deforman la nube de tal modo que lejos de ser una esfera es lo más parecido a una pelota de rugby, con el eje mayor apuntando al centro de la galaxia.

Según Oort, este lejano e invisible depósito de cometas, únicamente verificado en hipótesis, podría ser perturbado por la presencia de estrellas vecinas, que provocarían la emigración de muchos cometas hacia más allá del sistema solar y la inmigración de otros hacia las órbitas planetarias más internas. El postulado de la nube de Oort ha servido también para explicar fenómenos catastróficos como la extinción de los dinosaurios hace 65 millones de años, cuya causa inicial debió ser una profunda perturbación en las órbitas de los cometas de Oort y la entrada de numerosos individuos cometarios hacia las cercanías del Sol, alguno de los cuales impactaría contra nuestro planeta, cambiando radicalmente la evolución de las especies que en él existían.

Cerca de la década de los 60, los rusos Schmidt y Safronov quisieron explicar el origen de la nube de Oort como parte de la teoría nebular, según la cual Urano y Neptuno se formarían a partir de planetésimos y, una vez constituidos en planetas, expulsarían hacia el exterior otros muchos planetésimos que finalmente poblarían la nube de Oort.

Por su parte, Gerard Kuiper fue el primero en señalar, en 1951, que los restos de la formación del sistema solar serían encontrados en las cercanías de la órbita de Neptuno; de ahí que la región situada más allá de Urano sea conocida como cinturón de Kuiper. En las nuevas teorías el cinturón de Kuiper sería el encargado de enviarnos nuevos cometas de período corto además de repoblar la nube de Oort. En esta región del sistema solar pueden existir millones de cometas orbitando en el mismo plano que los planetas.

En la teoría actual, la nube de Oort se acerca a 20.000 U.A. del Sol. Según el astrónomo estadounidense Jack Hills, para quien un hueco tan grande carecía de sentido, debe existir una segunda guardería de cometas entre Neptuno y el borde interior de la nube de Oort. Sin embargo, experimentos de órbitas calculadas por ordenador parecen mostrar un tercer depósito de cometas aún más cercano. El experimento intentaba encontrar el origen de 121 cometas de corto período, aquellos con órbitas menores a los 200 años, incorporando la idea de Kuiper de un cinturón interior de cometas más allá de la órbita de Neptuno. El resultado fue una distribución de cometas de período corto muy parecido a las observaciones. Expulsados del cinturón de Kuiper por las perturbaciones gravitatorias de Neptuno o incluso por la misma presencia de cometas gigantes, los cometas simulados conseguían hacerse con órbitas de baja inclinación y corto período, coincidiendo con las órbitas de los cometas observados.

Por fin, en 1992 se empezaron a detectar objetos trans-neptunianos con lo que la hipótesis del cinturón de Kuiper parece confirmarse observacional y matemáticamente. El primer objeto kuiperiano, descubierto por Jane Luu y David Jewitt, rondaba la magnitud 23 y fue catalogado como 1992 QB1. Su diámetro es de 280 Km y su órbita oscila entre las 41 y 47 U.A. ( Recordemos que la de Plutón está entre 30 y 50 U.A. y la de
Neptuno se sitúa a 30 U.A.). A principios de 1996 ya contábamos con 28 objetos con órbitas conocidas entre las 35 y 46 U.A., entre ellos 1994 JS cuyo afelio llega a las 53 U.A., más allá de Plutón. En estos momentos Luu y Jewitt están rastreando con el telescopio Keck de 10 metros situado en el Mauna Kea (Hawaii). Este instrumental les permitirá descubrir objetos de 10 km de diámetro que pueden brillar con magnitudes cercanas a la 28. Ahora parece claro que, en el cinturón de Kuiper, Neptuno desempeña un destacado papel.

En 1951 el astrónomo americano de origen holandés, Gerard Kuiper, que es considerado el padre de la moderna astronomía planetaria, postuló que debía existir una especie de disco de proto-cometas en el plano del sistema solar, que debería empezar pasada la órbita de Neptuno, aproximadamente entre las 30 y 100 unidades astronómicas. De este cinturón provendrían los cometas de corto período.

A partir de 1992, con el descubrimiento de 1992 QB1 y los otros muchos que le han seguido, se tuvo constancia real de la existencia de una enorme población de pequeños cuerpos helados que orbitán más allá de la órbita de Neptuno. Aunque los valores de las estimaciones son bastante variables, se calcula que existen al menos 70.000 "transneptunianos" entre las 30 y 50 unidades astronómicas, con diámetros superiores a los 100 km. Más allá de las 50 UA es posible que existan más cuerpos de este tipo, pero en todo caso están fuera del alcance de las actuales técnicas de detección. Las observaciones muestran también que se hallan confinados dentro de unos pocos grados por encima o por debajo del plano de la eclíptica. Estos objetos se les conoce como KBOs (Kuiper Belt Objects).

El estudio del cinturón de Kuiper es muy interesante por varios motivos:

a) Los objetos que contiene son remanentes muy primitivos de las primeras fases de acreción del sistema solar. La región central, más densa, se condensó para formar los planetas gigantes (las composiciones de Urano y Neptuno son casi idénticas a la de los cometas). En la región más y menos densa, la acreción progresó lentamente, pese a lo cual se formaron un gran número de pequeños cuerpos.

b) Es aceptado ampliamente que el cinturón de Kuiper es la fuente de los cometas de corto período, del mismo modo que la nube de Oort lo es para los de largo período.

El cinturón de Kuiper (¿de Whipple?) dejó de ser una simple hipótesis cuando a fines de agosto de 1992, con el telescopio de 2,2 metros de la Universidad de Hawaii, David Jewitt y Jane Luu descubrían un lejano objeto de unos 280 km de diámetro denominado 1992 QB1 al que ellos llamaron "Smiley", inspirándose en las novelas de espias de John Le Carré. A este siguió toda una serie de descubrimientos similares.

Tras el descubrimiento de 1992 QB1, el estudio de los objetos transneptunianos se ha convertido en un campo de la astronomía de muy rápida evolución, con grandes avances en el campo teórico en los últimos años. El número de objetos descubiertos cada vez es mayor y poco a poco se van obteniendo nuevos conocimientos sobre su significado y características físicas. Los mayores inconvenientes desde el punto de vista observacional, es que estos objetos quedan bastante al límite de la tecnología actual para estudiarlos. Además, tan sólo han podido explorarse regiones muy reducidas de cielo, por lo que es previsible que nos depare aún muchas sorpresas.

A fines de 1999 ya había alrededor de dos centenares de objetos transplutonianos conocidos con denominación provisional. Muchos de ellos en la resonancia gravitacional 3:2 con Neptuno, al igual que Plutón. Parecen ser pequeños cuerpos helados similares a Plutón y Tritón, pero de dimensiones más reducidas. Mediciones de su color muestran que normalmente son rojizos. Se estima que son muy numerosos y no se descarta el poder hallar cuerpos del tamaño de Plutón o incluso mayores.

Se ha hablado mucho de que los objetos del cinturón de Kuiper están constituidos por material primigenio a partir del cual se formaron los planetas, por lo que resultaría de alto interés poder analizar fragmentos de cometas. Sin embargo, de acuerdo con S. Alan Stern, a una escala de 4.600 millones de años (edad del sistema solar), el número de colisiones debe haber destruido todos los cuerpos del cinturón con tamaños inferiores a 35 km. Como consecuencia, los cometas provenientes del cinturón de Kuiper no pueden tener más de 500 millones de años. Serían fragmentos de colisiones posteriores y estarían muy modificados por el mismo calor de estas colisiones, que serían las que eyectarían material hacia el sistema solar interno, contituyendo la base de los cometas de corto período.

LOS PLUTINOS

Un resultado sorprendente de las observaciones que se están obteniendo es que muchos de los objetos distantes están (o casi están) en resonancia 3:2 con Neptuno. Esto significa que para cada tres revoluciones alrededor del Sol de Neptuno, ellos realizan dos. Esta misma resonancia también está ocupada por Plutón. Los objetos que poseen estas características se les denomina "Plutinos" (hijos de Plutón o pequeños Plutones).

Probablemente la resonancia 3:2 actua como estabilizador de los Plutinos frente a las perturbaciones gravitacionales de Neptuno. De esta forma, los objetos resonantes pueden acercarse a la órbita de Neptuno sin que nunca puedan chocar con él, porque sus perihelios se hallan alejados de Neptuno. De hecho, es bien conocido que la órbita de Plutón cruza por dentro de la de Neptuno, pero en estos encuentros no pueden chocar ambos cuerpos. Esta propiedad también es compartida por cierto número de Plutinos conocidos (por ejemplo 1993 SB, 1994 TB, 1995 QY9), lo que refuerza su similitud dinámica con Plutón.

Aproximadamente el 35% de los objetos transneptunianos conocidos son Plutinos. Otros pocos se sospecha que residen en otras resonancias (por ejemplo 1995 DA2 es probable que esté en la 4:3). Extrapolando a partir de esta limitada y lejana área examinada, se estima que el número de Plutinos mayores de 100 km de diámetro es del orden de 25.000. Plutón se diferencia de los Plutinos por su tamaño: es el mayor objeto identificado hasta la fecha en la resonancia 3:2.

¿Cómo pudo llegar a estar tan extendida esta resonancia 3:2? Una sugestiva idea ha sido explorada por Renu Malhotra. A partir de un anterior trabajo de Julio Fernández, ella supuso que, como resultado del intercambio de momento angular con planetésimos en el estado inicial del sistema solar, los planetas experimentaron una migración radial respecto al Sol. Urano y Neptuno, en particular, arrojaron una gran cantidad de cometas hacia la nube de Oort. Como resultado, cambiaron los tamaños de sus órbitas. A medida que Neptuno se movía hacia el exterior, las resonancias de su movimiento medio fueron avanzando através del disco planetesimal circundante. Malhotra ha examinado este proceso numéricamente, hallando que realmente los objetos pueden ser atrapados en resonancias a medida que Neptuno se mueve, y sus excentricidades e inclinaciones son arrastradas en este proceso.

Este escenario tiene el mérito de ser una consecuencia natural del intercambio de momento angular con los planetesimales: no hay duda que existió un intercambio de momento angular. Sin embargo, algunos investigadores no están seguros de si Neptuno se movió hacia afuera o hacia adentro, cuestionando la distancia que este planeta pudo moverse. También hacen notar que la inclinación de Plutón es mucho mayor que la típica de los objetos de las simulaciones de Malhotra (y también hacen notar que la inclinación de 1995 QZ9 es aún mayor que la de Plutón).

Actualmente la situación dinámica no está clara, pero en opinión de Jewitt, la hipótesis de los "planetas móviles" parece tan buena como cualquier otra y mucho mejor que la mayoría. No obstante, la última hipótesis sobre el origen de los plutinos también es muy sugerente. Serían los fragmentos de un impacto catastrófico sufrido por el proto-plutón en los primeros tiempos de la formación del sistema solar, que también tiene la virtud de explicar la naturaleza del sistema Plutón-Caronte. En tal caso, el origen de Plutón podría haber sido independiente del cinturón de Kuiper, lo que en cierto modo daría la razón a los que defienden que debe ser considerado un auténtico planeta.

PLUTÓN Y LOS PLUTINOS

Con el descubrimiento de numerosos objetos del cinturón de Kuiper sale a la palestra el significado y la naturaleza de Plutón. Como ha sido descrito, la órbita de Plutón no difiere de las órbitas del gran número de plutinos descubiertos. La principal característica que lo distingue es su tamaño, dos veces mayor que el de cualquier otro objeto del cinturón de Kuiper. El diámetro de Plutón es de 2.200 km frente a los tal vez 1.300 km del mayor KBO conocido, 2001 KX76. El tamaño de Plutón le proporciona otras características, como la capacidad para retener una tenue atmósfera que se deposita helada sobre su superficie. Por esta razón su albedo es muy alto, del 60% comparado con el 4% que se estima a los KBOs. Sin embargo, esta diferencia es secundaria, pues es casi seguro que se hallarán KBOs lo suficiente grandes como para poder tener superficies heladas (tal vez ya han sido hallados).

Puestas así las cosas, como dice Jewitt, hay dos caminos. O se contempla a Plutón como el planeta más pequeño, con el más peculiar movimiento, con la órbita más excentrica e inclinada de todos los planetas, o bien aceptamos que Plutón es el KBO mayor conocido, pero por otra parte completamente típico entre los objetos de su clase. Cada uno puede tomar partido por una de las dos posiciones, como opción personal, pero desde el punto de vista de intentar conocer su origen y significado solo hay una respuesta: la excentricidad e inclinación de Plutón tiene el mismo origen que las excentricidades e inclinaciones de los otros (probables) 25.000 plutinos con diámetros superiores a los 100 km, que posiblemente fueron arrastrados por la migración radial de Neptuno. El proceso que configuró las órbitas de los KBOs es el mismo que proporcionó a Plutón sus características dinámicas.

La conclusión sería que se dedicaron muchos esfuerzos para descubrir el décimo planeta y al final lo que se halló es que sólo había 8... Y no hace mucho, hubo un gran revuelo en los E.E.U.U. cuando insinuó la posibilidad de catalogar a Plutón como el mayor cuerpo conocido del cinturón de Kuiper, interpretándose que era "degradarlo" a la categoría de asteroide. De hecho, hay quien piensa que sólo es cuestión de tiempo encontrar en el cinturón de Kuiper objetos de mayor tamaño que Plutón. No obstante, en su origen Plutón tal vez pudo haber sido un planeta "normal" como puedan serlo Urano o Neptuno, independiente del cinturón.

En efecto, Stern indica que la fuerza gravitacional de Neptuno podría ser capaz de erosionar a un planeta de unas 30 masas terrestres situado en el borde interno del cinturón de Kuiper, para dejarlo en nuestros días con una masa 100 veces menor. Tal vez ese podría haber sido el caso de Plutón-Caronte. Estas fuerzas se extenderían hasta una distancia de unas 70 UA del Sol. A partir de allí es posible que existan cuerpos mayores que superen varias veces el tamaño de Plutón, es decir, auténticos planetas. Con la serie de grandes telescopios que se están poniendo en marcha, podrían detectarse, aunque si están muy alejados puede ser realmente difícil, pues la luz solar que les llega es tan pequeña que apenas deben brillar.

En el cinturón de asteroides, éstos poseen diferentes composiciones que están relacionadas con las temperaturas de los sitios donde se formaron. Los KBOs, por lo que se sabe de ellos, debieron formarse más o menos donde ahora se encuentran, en el espacio más allá de Neptuno. Sus temperaturas de formación debieron ser entre 40 y 50 K, por lo que no está claro cómo pueden haber estas diferencias de composición. Otra explicación es que las colisiones entre estos objetos pueden haber removido la superficie oscurecida por los rayos cósmicos, poniendo al descubierto material "fresco" de debajo.

Los cometas son pequeños cuerpos de forma irregular compuestos por una mezcla de granos no volátiles y gases helados, lo que les valió ser designados por Whipple como "bolas de nieve sucias". El nombre "cometa" proviene del griego clásico y significa astro con larga cabellera, como referencia a sus largas colas.

Típicamente, un cometa tiene menos de 10 km de diámetro. La mayor parte de sus vidas son cuerpos sólidos congelados. Cuando eventualmente se acercan al Sol, el calor de éste empieza a vaporizar sus capas externas, convirtiéndolo en un astro de aspecto muy dinámico, con unas partes diferenciadas. Mientras se mantiene congelado, es simplemente un núcleo y su aspecto es muy similar al de un asteroide, con la salvedad de que en vez de estar compuesto por rocas, lo está por hielos. Las estructuras de los cometas son diversas y con rápidos cambios, aunque todos ellos, cuando están suficientemente cerca del Sol, desarrollan una nube de material difuso denominada coma, que aumenta de tamaño y brillo a medida que el cometa es calentado por la radiación solar. También muestran normalmente un pequeño núcleo, semioculto por la neblina de la coma. La coma y el núcleo constituyen la "cabeza" del cometa.

El astrónomo inglés Edmund Halley fue un buen amigo de Isaac Newton. En 1705 usó la nueva teoría de la gravitación de Newton para determinar órbitas de cometas a partir de sus registros en el cielo en función del tiempo. Halló que los cometas brillantes de 1531, 1607 y 1682 tenían casi las mismas órbitas, y cuando tuvo en cuenta las perturbaciones gravitacionales producidas por Júpiter y Saturno sobre los cometas, llegó a la conclusión de que fueron distintos aspectos de un mismo cometa. Entonces, realizó los oportunos cálculos y predijo el retorno del cometa en 1758. Halley no vivió para poder comprobar su predicción, puesto que falleció en 1742. Sin embargo, el día de Navidad de 1758, el cometa que inmortalizaría su nombre hizo el retorno previsto, siendo localizado por Johann Georg Palitzsch, un granjero alemán aficionado a la astronomía, con lo cual no sólo se desmitificaba el mal augurio que se había atribuido a los cometas, mostrando que eran astros como todos los demás, sino lo más importante, que quedaba absolutamente probada la teoría de la gravitación de Newton.

Después que sonda espacial europea Giotto fotografiara el núcleo del cometa Halley en 1986, sabemos que el núcleo de un cometa probablemente tiene una superficie que puede definirse como una corteza negra. El cometa Halley posee un núcleo de unos 12 km y se cree que los núcleos de los cometas tienen diámetros comprendidos entre 1 y 50 km. El cometa Hale-Bopp de 1997 tenía un núcleo estimado en unos 40 km.

La corteza negra del núcleo ayuda al cometa a absorber calor, el cual causa que algunos hielos de debajo de la corteza se conviertan en gas. Con el aumento de la presión por debajo de la corteza, el helado terreno empieza a combarse en algunos sitios. Eventualmente las áreas más blandas de la corteza ceden y el gas es disparado hacia afuera de forma parecida a un géiser y que los astrónomos denominan chorro o jet. Junto con el gas también se arrastra el polvo que pueda contener. A medida que aparecen más y más chorros, se forma una envoltura de gas y polvo alrededor del núcleo que se denomina coma.

Los cometas normalmente despliegan una coma de varios miles de kilómetros de diámetro, cuyo tamaño depende de la distancia al Sol y del diámetro del núcleo. Este último es importante, pues como los chorros generalmente surgen en la cara del núcleo que mira el Sol, la más caliente, cuanto mayor es el núcleo, más grande es la superficie dirigida al Sol, con lo que potencialmente puede existir un número mayor de chorros que proporcionen una mayor cantidad de gas alimentando a la coma. Uno de los mayores cometas históricos fue el Gran Cometa de 1811. Su núcleo fue estimado entre 30 y 40 km de diámetro y durante los meses de septiembre y octubre de 1811 la coma alcanzó un diámetro aproximadamente igual al del Sol (1.400.000 km).

El diámetro de la coma decrece apreciablemente cuando alcanza la órbita de Marte. A esa distancia es cuando el chorro de partículas solares adquieren la suficiente intensidad para arrastrar las partículas de gas y polvo del núcleo y la coma, y este proceso es el responsable de la cola del cometa que le confiere su espectacularidad.

de los cometas brillantes pueden llegar a tener una longitud de 150 millones de kilómetros (1 U.A.) y más. Sin embargo, las colas que están compuestas por gas y polvo procedentes del núcleo son muy difusas, tanto que el vacío en la cola es mucho mejor que cualquier vacío que se pueda producir en la Tierra. La cola más larga observada fue la del Gran Cometa de 1843, que se extendió más de 250 millones de kilómetros. Para tener una idea de lo que esto representa, baste decir que si el núcleo de cometa estuviera situado en el centro del Sol, las cola no sólo rebasaría las órbitas de Mercurio, Venus y la Tierra, sino ¡también la de Marte!

Muchos cometas poseen dos colas, una cola de gas (también llamada cola iónica o cola de plasma) compuesta por iones por el choque del viento solar con el cometa, y la cola de polvo, compuesta por partículas liberadas del núcleo al vaporizarse el hielo. Las partículas de polvo se disponen siguiendo la órbita del cometa y se desplazan ligeramente por la presión de la radiación solar, por lo que tienden a curvarse respecto a la cola de iones. La cola de plasma con frecuencia muestra estructuras asociadas con variaciones del ritmo de eyección del núcleo en el tiempo. La cola iónica normalmente es más azul, estrecha y recta, mientras que la cola de polvo es más difusa, ancha, a menudo curvada y de color más blanco.

Estas diferencias de aspecto están directamente correlacionadas con los diferentes orígenes y composiciones de ambas colas. Alrededor del cometa también se desarrolla una tenue envoltura de hidrógeno: como el cometa absorbe luz ultravioleta, por procesos químicos se escapa hidrógeno y forma una especie de envoltura. Sin embargo, esto no puede ser observado desde la Tierra, pues su luz es absorbida por la atmósfera y únicamente es posible verlo desde el espacio.

Tal como se ha dicho al principio, la descripción más concisa de un cometa es que son bolas de nieve sucia. Poseen un tamaño de pocos kilómetros y parecen estar compuestos principalmente por hielos de agua, dióxido de carbono, amoníaco y metano, mezclados con polvo. Se cree que esta composición representa un ejemplo de la materia primordial a partir de la que se formó el sistema solar. Por consiguiente, son de un considerable interés científico por la información que pueden proporcionar sobre la primitiva historia del sistema solar.

Los cometas interaccionan gravitacionalmente con el Sol y otros objetos del sistema solar. Su movimiento también está influenciado en cierto grado por los gases que eyecta, de modo que sus órbitas están determinadas mayormente, pero no del todo, por la gravedad.

La mayoría de órbitas parecen ser elípticas o, en algún caso, parabólicas. Muchos de los cometas pertenecen a una población denominada cometas de corto período, con órbitas elípticas "suaves" que los llevan a regiones lindantes con Júpiter o hasta más allá de la órbita de Neptuno. Aproximadamente una docena de estos cometas pasan por el sistema solar interior cada año, pero normalmente sólo pueden ser observados con telescopios.

Los cometas que son mucho más fáciles de ver son mucho más raros; se piensa que provienen de un gran cúmulo esférico de material cometario que rodea el Sol, llamado nube de Oort. Esta esfera tiene a un año luz (50.000 UA) de radio, es decir, de dimensiones enormes, aunque la masa total de este material cometario es pequeña, estimada desde menos de la masa de la Tierra hasta, como máximo, menos de la masa de Júpiter. Puede comprobarse que estas estimaciones son muy dispares, pero hay que tener en cuenta que la propia nube de Oort tan sólo es una hipótesis. Ocasionalmente un cometa de esta nube es perturbado gravitacionalmente, por ejemplo por el paso de una estrella o por interacciones con otro cometa, emprendiendo un largo camino con una larga órbita elíptica o parabólica hacia el Sol. Estos son los cometas de largo período, que históricamente suelen ser los más brillantes observados. Las órbitas de todos los cometas pueden ser fuertemente influenciadas cuando pasan cerca de los planetas jovianos y, en ocasiones, quedan confinados en órbitas más cortas y cercanas.

Como se ha indicado, los cometas pueden clasificarse de acuerdo con sus períodos orbitales, que además, también les confiere otras características propias como vamos a ver a continuación.

Los cometas de corto período son aquellos que necesitan menos de 20 años para describir una órbita completa alrededor del Sol. Por tanto, se sobreentiende que son periódicos, es decir, que repiten sus pasos por el perihelio como si se tratara de planetas. Existen otras características que los diferencian, como son que sus inclinaciones orbitales respecto a la eclíptica en casi la mitad de ellos (48%) son inferiores a los 10 grados, mientras que el 37% de los restantes poseen inclinaciones entre 10 y 20 grados. Además, en su inmensa mayoría su sentido de rotación es directo, como el de los planetas y muchos de ellos tienen su afelio en las proximidades de la órbita de Júpiter. Las dimensiones de los núcleos de éstos son del orden de los 2 km, es decir, pequeños, pues en los frecuentes pasos por el perihelio van perdiendo sus componentes volátiles y sus vidas forzosamente deben ser cortas a escala cosmológica. Se supone que debe existir algún mecanismo que realimente el sistema solar interno de cometas de corto período, pues de lo contrario los existentes posiblemente ya se hubieran consumido hace tiempo.

Los cometas de largo período son los que completan su órbita en más de 200 años. Sus inclinaciones pueden adquirir cualquier valor y están distribuidos de forma más o menos aleatoria por la esfera celeste. Sin embargo, una característica es que sus semiejes mayores hacen suponer que proceden de un remoto halo cometario situado entre las 10.000 y 100.000 unidades astronómicas. Fue este hecho el que hico postular a Oort la existencia de una nube o esfera donde se hallaban confinados y que hoy conocemos con el nombre de nube de Oort. Se calcula que para mantener constante el número observado de cometas de corto período, deberían transitar cada año entre 1.000 y 3.000 pequeños cometas de largo período entre 4 y 6 unidades astronómicas del Sol.

Los cometas de período medio poseen períodos orbitales entre 20 y 200 años. Se conocen varias docenas de ellos y cuatro se mueven en sentido retrógrado. El más famoso es el cometa Halley que describe una órbita en unos 76 años en sentido retrógrado, con una inclinación de 162° con respecto a la eclíptica. Tienen el mismo origen que los cometas de corto período, pero como sus órbitas los llevan con menos frecuencia a las proximidades del Sol, conservan bastantes características de los cometas nuevos o jóvenes.

El sistema solar empezó como una vasta nube de polvo y gas. Hace 4.600 millones de años esta nube giraba lentamente alrededor del naciente Sol y partículas de la misma colisionaron entre sí. Durante ese tiempo algunos objetos fueron destruidos por las colisiones, en tanto que otros crecieron en tamaño y llegaron a convertirse en planetas.

A lo largo de este primitivo período, los cometas probablemente llenaban el sistema solar. Sus colisiones con los nacientes planetas desempeñaron un papel principal en el crecimiento y evolución de cada planeta. Los hielos de los que están compuestos los cometas parecen haber sido los "ladrillos" que formaron las primitivas atmósferas de los planetas. Hay quien cree firmemente que fueron las colisiones de cometas las que proporcionaron el agua de la Tierra y lo capacitaron para que la vida pudiera empezar. Es más, pudieron ser básicos en la formación de algunos planetas gigantes, tales como Urano y Neptuno, cuyas composiciones prácticamente son idénticas a las de los cometas.

Con el transcurso de los tiempos, los cometas han llegado a ser objetos raros en el interior del sistema solar. Dejaron de poblar el espacio interplanetario hace unos 4.000 millones de años y actualmente, en promedio, sólo aparece uno visible a simple vista cada década. Con telescopios potentes se pueden ver muchos más, pero continúan siendo escasos, pues se observan como mucho de 15 a 20 al mismo tiempo en todo el cielo.

Hoy en día, la mayoría de los cometas se hallan localizados fuera del sistema solar, en parte de la nube original de polvo y gas que ha permanecido prácticamente intocable durante miles de millones de años. Estas regiones son conocidas por nube de Oort y cinturón de Kuiper.

La existencia de la nube de Oort fue fue propuesta teóricamente por el astrónomo holandés Jan Oort en 1950. Sus estudios sobre los cometas con períodos orbitales muy largos le llevaron a la conclusión de que existía una gran "nube" de cometas fuera del sistema solar, tal vez a una distancia de un año luz. El número de cometas que contiene se ha estimado entre un billón (1.000.000.000.000) y 10 billones. Se piensa que objetos de esta nube, por colisiones entre ellos o por perturbaciones de estrellas próximas, son arrojados fuera de la nube. Algunos, probablemente nunca cruzan las órbitas de los planetas gigantes, pero unos pocos pueden penetrar en el sistema solar interior y ser detectados desde la Tierra. Hay que indicar que la existencia de esta nube es sólo teórica y nunca ha sido detectada directamente.

El cinturón de Kuiper es una región en principio teórica propuesta por Whipple y también por Kuiper hacia 1950. Viendo que la nube de Oort no podía explicar adecuadamente la existencia de cometas con cortos períodos, se propuso la existencia de un cinturón de cometas en el exterior de la órbita de Neptuno, entre las 30 y 50 unidades astronómicas. Hacia 1988 Jewitt y Luu iniciaron la búsqueda de estos hipotéticos objetos, que culminó en 1992 con el descubrimiento de 1992 QB1. Este objeto, con un período de 291 años, orbita al Sol a una distancia media de 43 UA. A fines de 1996 el número de objetos de este tipo descubiertos ya era de unos 40, descubriéndose continuamente otros más.

Dado que las órbitas de los cometas en ocasiones cruzan las órbitas de otros cuerpos del sistema solar, pueden producirse colisiones. Hubo un tiempo en que se pensaba que la colisión de un cometa con la Tierra no ocasionaría graves perjuicios. Ahora se sabe que no es así y que el choque de un cometa, al igual que el de un asteroide, puede tener resultados catastróficos.

En la mañana del 30 de junio de 1908, en una región remota de la Siberia central denominada Tunguska, un gran bólido blancoazulado más brillante que el Sol estalló en el cielo con un intenso resplandor y onda de calor. El ruido de la explosión pudo ser oído a 1000 km de distancia, y derribó los árboles en un radio de 30 km desde el punto central del valle del río Tunguska. La onda expansiva dio dos veces la vuelta a la Tierra y en las noches siguientes se pudo observar una neblina rojiza en la alta atmósfera, aunque en aquel momento no se conocían los motivos. Se estima que la explosión tuvo una intensidad equivalente a una bomba de hidrógeno de 10 a 20 megatones detonada a unos 6-8 km de altura sobre la superficie, lo que podría explicar el por qué no ha sido hallado ningún cráter en la zona.

La región era tan remota que hubo pocos testigos y presumiblemente se perdieron pocas vidas. Las noticias del evento fueron censuradas y sólo se conocieron poco a poco en el resto del mundo. Debido a lo alejada que es la zona y a las vicisitudes políticas en esa parte durante el primer tercio del siglo, no fue hasta 1927 que finalmente partió una expedición para investigar lo que había sucedido. Aunque han sido propuestas varias teorías fantásticas, la explicación más simple consiste en que la Tierra fue alcanzada por un pequeño cometa o roca asteroidal de unos 100 metros de diámetro, que estalló antes de alcanzar el suelo, sobre la vertical de Tunguska.

En 1994 pudimos ser testigos directos de un fenómeno similar en otro planeta del sistema solar. En efecto, a mediados de julio, fragmentos del Cometa Shoemaker-Levy 9 impactaron sobre Júpiter.

El Shoemaker-Levy 9 era un cometa con una órbita que parcialmente interceptaba la de Júpiter. Durante una muy cercana aproximación a Júpiter fue roto en más de 20 pedazos por la fuerza de la gravedad del planeta, al tiempo que fue capturado quedando momentáneamente en órbita alrededor de éste como si de un nuevo satélite se tratara, pero en una elipse tan cerrada, que pasaba por dentro del globo de Júpiter. Se pudo calcular con antelación que en el siguiente acercamiento, los fragmentos en que se había dividido el cometa se precipitarían uno tras otro, a lo largo de una semana, sobre Júpiter, organizándose una gran campaña mundial que observar este acontecimiento, que se calcula puede ocurrir una vez cada 500 o mil años.

En verdad que el espectáculo no defraudó a nadie y los efectos de los impactos superaron todas las expectativas previas. Aunque no existe un consenso entre los especialistas sobre el tamaño original y la composición del cometa, en un principio se estimó que podía tener unas dimensiones cercanas a los 10 km, pero más tarde se rebajó esta cifra a entre 3 y 5 km. Una vez fragmentado, los pedazos menores se estima que podían ser del orden de los 100 a 300 metros (varios de los más pequeños se volatilizaron antes del impacto) y los mayores podrían llegar a incluso superar 1 km.

El resultado de los choques sobre el gigantesco Júpiter fueron impresionantes, sobre todo pensando en el efecto devastador que podría tener el impacto de uno sólo de estos fragmentos en un planeta como la Tierra. La bola de fuego de los mayores impactos en algunos casos fue de algunos millares de kilómetros, y en la alta atmósfera quedaron unas marcas oscuras (prácticamente negras) que perduraron meses. Prescindiendo de la onda explosiva y de sus efectos, tan sólo esta capa oscura podría ser catastrófica para la vida en la Tierra, ya que bloquearía la llegada de la luz y el calor solar durante meses, sumiendo al planeta a bajísimas temperaturas, al tiempo que impediría la fotosíntesis, con lo que las plantas morirían, a las que seguirían los animales que se alimentan de ellas.

Nombre	Distancia	Tamaño (kms)	medido por	instrumento
Quaoar	42 AU	1.250±50	Brown-Trujillo	HST-IRAM
Ixion (2001KX76)	43 AU	1.055±165	Altenhoff-Bertoldi	IRAM
Varuna	43 AU	900±140	Jewitt-Aussel	JCMT
2002 AW197	48 AU	890±120	Margot-Brown-Trujillo	IRAM
1999 TC36	31 AU	675±100	Altenhoff-Bertoldi	IRAM